再電離に関するジョイントコンストレイント：グローバル21cm信号と動的スニヤエフゼルドビッチ効果を組み合わせるためのフレームワーク
| Title |
Joint_constraints_on_reionization:_a_framework_for_combining_the_global_21cm_signal_and_the_kinetic_Sunyaev-Zel'dovich_effect |
| Authors |
Jo\"elle-Marie_B\'egin,_Adrian_Liu,_Ad\'elie_Gorce |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06933 |
CMBと高赤方偏移銀河観測からの最近の測定は、再電離の時代の中点と期間に大まかな制約を課しました。イオン化履歴の詳細な測定は、とらえどころのないままですが、2つの提案されたプローブは、この目的に大きな期待を示しています。21cmのグローバル信号と動的なスニヤエフゼルドビッチ（kSZ）効果です。これらの2つのプローブは非常に相補的であり、kSZは拡張されたイオン化履歴に対してより敏感であり、グローバル信号は急速に進化するものに対してより敏感であるという一般的な仮定を正式に確認します。これを行うには、Karhunen-Lo\`{e}ve（KL）変換を実行します。これは、各プローブの情報コンテンツを強調するように設計された基準でデータをキャストします。両方のプローブを使用してイオン化履歴を再構築すると、個々の制約よりもはるかに正確な結果が得られることがわかります。ただし、慎重に選択された、物理的に動機付けられた事前情報は、バイアスのない再構築を実現する上で重要な役割を果たします。さらに、KLベースでは、一方のプローブからの測定値を使用して、もう一方のプローブに残っている系統分類の存在を検出できます。これにより、各プローブからのデータを個別に分析したときに検出されなくなる系統分類に対する保護が提供されます。検出されると、系統分類学によって汚染されたモードをデータ分析から破棄して、再構築の偏りを回避できます。
宇宙の夜明けの間に21cmの信号で超軽量アクシオンを精査する
| Title |
Probing_ultra-light_axions_with_the_21-cm_Signal_during_Cosmic_Dawn |
| Authors |
Selim_C._Hotinli_and_David_J._E._Marsh_and_Marc_Kamionkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06943 |
超軽量アクシオン（ULA）は、暗黒物質候補の有望で興味をそそるセットです。宇宙の夜明けからULAを調査するために21cmの変動の今後の測定を使用する見通しを研究します。特に、大規模な21cmのパワースペクトルの速度音響振動（VAO）に焦点を当て、長波長（$k\sim0.1\、{\rmMpc}^{-1}$）暗黒物質-バリオン相対速度による、加熱する星を生成するために必要な小規模（$k\sim10-10^3\、{\rmMpc}^{-1}$）パワーの変調中性水素。ULAによる小規模電力の減衰は、宇宙の夜明けでの星形成率を低下させ、それがVAO振幅の低下につながります。フィードバックと前景のさまざまな仮定を考慮すると、HERAのような実験は、現在の制約よりも20年大きい質量である最大$m_{\alpha}\approx10^{-18}\text{eV}$のULAに敏感である可能性があります。。
天体物理学的距離スケールIV。 HST / WFC3-IR広視野Jバンド（F110W）フィルターでのJAGB法の予備的なゼロ点校正
| Title |
Astrophysical_Distance_Scale_IV._Preliminary_Zero-Point_Calibration_of_the_JAGB_Method_in_the_HST/WFC3-IR_Broad_J-Band_(F110W)_Filter |
| Authors |
Barry_F._Madore,_Wendy_L._Freedman_and_Abigail_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06968 |
WFC3-IRカメラとF110W（広視野Jバンド）フィルターを使用してHSTで観測された、近くの20個の銀河の分解された星の公開された測光を使用したJ領域漸近巨星分枝（JAGB）法の絶対校正を示します。各銀河の真の距離係数は、Dalcantonetal。によって一律に決定された赤色巨星の先端（TRGB）法に基づいています。（2012）。これらの銀河にある453個のJAGB星のサンプルにつながる、600万個を超える星で構成される複合色-マグニチュード図から、M_{F110W}{JAGB}=-5.77+/-0.02mag（平均の統計誤差）がわかります。。個々のTRGBとJAGBの係数の比較で見られる外部散乱は+/-0.081等（または距離で4％）です。このばらつきの一部は、ここで研究した特定のサンプルを構成する一般的に低光度の銀河に見られるまばらなJAGB集団から生じる少数の統計に起因する可能性があります。ただし、このメソッド間散乱がJAGBメソッドとTRGBメソッドの間で均等に共有されている場合は、それぞれが+/-0.06等、または距離が3％を超えるのに適していることを意味します。
暗黒物質のクォークナゲットモデルにおける熱放射と消滅放射
暗黒物質のクォークナゲット（QN）モデルは、暗黒物質がクォーク物質のコンパクトな複合オブジェクトで構成されている可能性があることを示唆しています。このような複合粒子は可視物質と強く相互作用する可能性がありますが、断面積と質量比が小さいため、検出されないままになる可能性があります。反クォークは可視物質による消滅によって加熱されて放射されるため、反クォークで作られた反QNに焦点を当てています。私たちは銀河系の反QNからの放射スペクトルとパワーを研究し、それらを衛星観測と比較します。反QNからの熱放射は、陽電子密度の変動によって生成されます。ミー理論を使用して反QNの熱放射を計算し、黒体放射に対するその比率を見つけました。これにより、星間物質中の反QNの平衡温度を見つけ、ラジオからUVまでのさまざまな周波数間隔で銀河で観測された拡散バックグラウンド放射へのそれらの寄与を決定することができます。また、星間ガスの粒子が反QNで消滅した生成物によって生成される反QNからの非熱放射についても検討します。このような放射には、$\pi^0$中間子の崩壊からの光子、シンクロトロン、制動放射、および$\pi^\pm$中間子、電子、陽電子からの遷移放射が含まれます。MHz周波数範囲のシンクロトロン放射と$\pi^0$崩壊からの光子束は、Fermi-LATなどの検出器の検出しきい値を超えている可能性があります。
ホルンデスキー重力における自然インフレーションに対する再加熱の制約
ホルンデスキー重力理論のサブクラスについて、自然インフレーションの予測に対する再加熱の影響を調査します。スカラー場の微分自己相互作用とアインシュタインテンソルへの動的結合が存在する場合、インフラトンダイナミクスへの重力摩擦が強化されます。その結果、テンソルとスカラーの比率$r$が抑制されます。自然インフレーションモデルに観測制約を課し、主にテンソルとスカラーの比率が抑制されているため、モデルがモデルパラメーター$\Delta$のいくつかのもっともらしい範囲の観測データと一致していることを示します。$1\sigma$（$68\％$信頼区間）レベルのデータと一貫性を保つために、通常想定されるよりもわずかに長い$N_k\gtrsim60$インフレ期間が推奨されます。インフレーションの持続時間は、特定のインフラトンの可能性について、持続時間$N_{re}$、温度$T_{re}$、状態方程式$\omega_{re}$パラメーターなどの再加熱パラメーターに関連しているためです。再加熱中、インフレ予測に再加熱の影響を課して、さらなる制約を課しました。結果は、インフレ期間$N_k$が、主に$\omega_{re}$および$T_{re}$パラメーターによる再加熱の考慮によって影響を受けることを示しています。$N_{re}=0$および$\omega_{re}=1/3$で再加熱が瞬時に発生する場合、インフレーションの期間は$N_k\simeq57$と推定され、正確な値はCMBデータと互換性のあるモデルパラメータ$\Delta$。インフレの持続時間は、状態方程式が1/3よりも大きい（または小さい）場合、$N_k\simeq57$よりも長い（または短い）ため、$N_{re}\neq0$になります。再加熱終了時の最高温度は$T_{re}^\text{max}\simeq3\times10^{15}$GeVで、これは瞬間的な再加熱に対応します。$\omega_{re}$が$1/3$に近い場合、数MeVという低い再加熱温度も可能です。
Euclid：弱いレンズ効果の疑似$ C_ \ ell $推定値の共分散。計算、シミュレーションとの比較、および調査ジオメトリへの依存
| Title |
Euclid:_Covariance_of_weak_lensing_pseudo-$C_\ell$_estimates._Calculation,_comparison_to_simulations,_and_dependence_on_survey_geometry |
| Authors |
R.E._Upham,_M.L._Brown,_L._Whittaker,_A._Amara,_N._Auricchio,_D._Bonino,_E._Branchini,_M._Brescia,_J._Brinchmann,_V._Capobianco,_C._Carbone,_J._Carretero,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_A._Cimatti,_R._Cledassou,_G._Congedo,_L._Conversi,_Y._Copin,_L._Corcione,_M._Cropper,_A._Da_Silva,_H._Degaudenzi,_M._Douspis,_F._Dubath,_C.A.J._Duncan,_X._Dupac,_S._Dusini,_A._Ealet,_S._Farrens,_S._Ferriol,_P._Fosalba,_M._Frailis,_E._Franceschi,_M._Fumana,_B._Garilli,_B._Gillis,_C._Giocoli,_F._Grupp,_S.V.H._Haugan,_H._Hoekstra,_W._Holmes,_F._Hormuth,_A._Hornstrup,_K._Jahnke,_S._Kermiche,_A._Kiessling,_M._Kilbinger,_T._Kitching,_M._K\"ummel,_M._Kunz,_H._Kurki-Suonio,_S._Ligori,_P._B._Lilje,_I._Lloro,_O._Marggraf,_K._Markovic,_F._Marulli,_M._Meneghetti,_G._Meylan,_M._Moresco,_L._Moscardini,_E._Munari,_S.M._Niemi,_et_al._(41_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07341 |
ガウス尤度を使用する場合、信頼できる宇宙論的結果を得るには、正確な共分散行列が不可欠です。この論文では、断層撮影宇宙せん断パワースペクトルの疑似$C_\ell$推定値の共分散を研究します。2つの既存の公開されているコードを組み合わせて使用して、部分的な空のカバレッジと非線形構造の成長の両方から生じるモード結合の寄与を含む、完全な共分散行列を計算します。3つの異なるスカイマスクについて、理論的な共分散行列を、公開されているN体の弱いレンズ効果シミュレーションから推定されたものと比較し、良好な一致を見つけます。より極端なスカイカットが適用されると、予想に従って、ガウスの非対角共分散と非ガウスのスーパーサンプル共分散の両方の対応する増加が理論とシミュレーションの両方で観察されることがわかります。共分散へのさまざまな寄与を詳細に調べると、ガウス共分散が主対角線と最も近い非対角線に沿って支配的であるが、主対角線から離れるとスーパーサンプル共分散が支配的であることがわかります。物質のクラスタリングとダークエネルギーを記述するパラメーターに模擬制約を形成すると、共分散への非ガウス寄与を無視すると、信頼領域の実際のサイズを最大70％過小評価する可能性があることがわかります。主要な非ガウス共分散成分はスーパーサンプル共分散ですが、接続されたより小さな非ガウス共分散を無視すると、不確実性が10〜20パーセント過小評価される可能性があります。実際の宇宙論的分析では、多くの妨害パラメータの周縁化が必要になります。これにより、共分散に対するすべての宇宙論的寄与の相対的な重要性が低下するため、これらの値を各コンポーネントの重要性の上限と見なす必要があります。
曲率のあるk-インフレーションからの原始パワースペクトル
湾曲した宇宙の場合に運動優勢の期間をサポートする一般的な運動インフレーションモデルの原始パワースペクトルを調査します。インフレーション音速$c_s^2$を通じて現れる、非標準のスカラー運動ラグランジアンを使用したムハノフ-佐々木方程式の導出を示します。Contaldietal[1]およびThavanesanetal[2]で利用されている分析近似を一般的な動的ラグランジアンに拡張し、曲率のあるモデルの原始パワースペクトルに対するk-インフレーションの影響を示します。特に、音速と曲率の相互作用により、閉じた宇宙の場合、パワースペクトルの波数が自然に低くカットオフされます。分析的近似を使用して、インフレーションの異なるエポック間でのインフレーション音速の変化が、共動曲率摂動の結果として生じるパワースペクトルに非減衰振動をもたらすことをさらに示します。
銀河団における非熱的圧力と静水圧バイアスの追跡
非熱的圧力$P_{NT}$のモデル化を提示し、それをX線（およびSunayev-Zel'dovich）から導出されたX-COP銀河団の放射状プロファイルに適用します。非熱的圧力サポートの量を静水圧バイアス$b$に関連付け、乱流速度と磁場の予想されるレベルの観点からこの$P_{NT}$をどのように解釈できるかを推測します。銀河団内プラズマの乱流速度の現在の上限は、分布$\mathcal{N}（<b）-b$を構築するために使用されます。この分布から、局所銀河団の50％は$b<0.2$であると推測されます。（人口の80％で$b<0.33$）。リラックスした大規模な近くのシステムを含むX-COPサンプルで測定されたバイアスは、オブジェクトの50％で0.03、オブジェクトの80％で0.17です。これらの値はすべて、Planckから設定された宇宙論的フレームワークで観測されたクラスター数カウントを調整するために必要なバイアスの量を下回っています。
CMBクラスター調査およびクラスター宇宙論のための熱スニヤエフゼル{'}ドビッチ信号からのノイズの重要性の評価
| Title |
Assessing_the_Importance_of_Noise_from_Thermal_Sunyaev-Zel{'}dovich_Signals_for_CMB_Cluster_Surveys_and_Cluster_Cosmology |
| Authors |
Srinivasan_Raghunathan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07656 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）調査を使用して、クラスター検出のための熱スニヤエフゼルドビッチ（tSZ）信号からのノイズの重要性を調査します。ノイズは、隣接するオブジェクトと、検出限界未満のハローの両方から発生します。南極点望遠鏡のSPT-SZ、SPTpol、SPT-3Gなど、さまざまな調査が検討されています。SimonsObservatoryのSO-BaselineおよびSO-Goal構成。CMB-S4の広域（S4-ワイド）およびディープ（S4-ウルトラディープ）調査。そして未来的なCMB-HD実験。tSZ信号からのノイズは、CMB-HDに大きな影響を与え、S4-Ultraディープにもある程度影響を与えることがわかります。他の実験では、tSZマップのノイズは残留前景または実験ノイズによって支配されているため、影響は無視できます。tSZ信号からのノイズが重要な限界では、検出されたクラスターを削除してクラスターファインダーを再実行すると、質量が小さく離れたクラスターの新しいセットを見つけることができます。検出されたクラスターはtSZ電力の主要なソースであるため、それらを削除すると、$\ell=3000$での電力が次のように減少します。CMB-HDの場合は$\times5$;$\times3.1$のS4-ウルトラディープ;S4-WideおよびSPT-3Gの場合は$\times2.4$;SO-GoalおよびSPTpolの場合は$\times1.5$;SOベースラインの場合は$\times1.35$;SPT-SZの場合は$\times1.08$。クラスターの予想数を予測し、クラスター数をプライマリCMBおよびtSZパワースペクトルと組み合わせることでパラメーターの制約を導き出し、将来の調査でダークエネルギーの状態方程式パラメーターの誤差をサブパーセントレベルに減らし、$を有効にすることもできることを発見しました。ニュートリノ質量の合計の\ge3\sigma$検出。シミュレーション製品と結果は、https：//github.com/sriniraghunathan/tSZ_cluster_forecastsからダウンロードできます。
宇宙論のディープイメージング宇宙せん断プローブにおけるギャラクシーブレンディング効果
| Title |
Galaxy_blending_effects_in_deep_imaging_cosmic_shear_probes_of_cosmology |
| Authors |
Erfan_Nourbakhsh,_J._Anthony_Tyson,_Samuel_J._Schmidt,_The_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07659 |
VeraC.RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTimeなどの今後のディープイメージング調査は、深さが増すという課題に直面します。深い調査における主要な系統的エラーの1つは、より混雑した画像の表面密度が高いためにオブジェクトが混ざり合うことです。宇宙論の分析に使用したいと考えている銀河のかなりの部分が、観測された空で互いに重なり合っています。これらの課題を調査するために、弱いレンズ効果、地上での観測、およびイメージングデータからのカタログの抽出。エミュレートされたカタログは、観測された銀河の約12％が、2つ以上のオブジェクトを含むが、1つとして検出される「認識されない」ブレンドであることを示しています。5億個の遠方の銀河の位置とせん断を使用して、分光と測光の両方の赤方偏移ビンの観点から断層撮影サンプルを選択した後、せん断-せん断相関関数を計算します。ジャックナイフ法と分析ガウス共分散推定量の両方を使用して、認識されないブレンディングに対する宇宙論的パラメーター推定の感度を調べます。派生構造成長パラメータ$S_8=\sigma_8（\Omega_{\rmm}/0.3)^{0.5}$の$\sim0.02$の減少は、両方の断層撮影で認識されないブレンドがあり、写真-$z$ベースの断層撮影。このバイアスは、$S_8$の測定における約2$\sigma$の統計誤差です。
金星中間圏における化学種の現地時間依存性
| Title |
Local-time_Dependence_of_Chemical_Species_in_the_Venusian_Mesosphere |
| Authors |
Wencheng_D._Shao,_Xi_Zhang,_Jo\~ao_Mendon\c{c}a,_Th\'er\`ese_Encrenaz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07037 |
金星の中間圏で観測された化学種は、現地時間の変動を示しています。雲頂のSO2は、現地時間で2つの極大値を示し、雲頂のH2Oは均一に分布し、上層大気のCOは、2つのターミネーター間の統計的差異を示します。この研究では、2次元（2D）化学物質輸送モデル（CTM）と組み合わせた3次元（3D）大循環モデル（GCM）を使用して、これらの現地時間変動を調査しました。私たちのシミュレーション結果は、観測されたSO2、H2O、およびCOの現地時間パターンと一致しています。雲頂でのSO2の2つの最大パターンは、半日周期の熱潮流と逆行性超回転帯状（RSZ）流の重ね合わせによって引き起こされます。85kmを超えるSO2は、光化学と太陽直下から太陽直下（SS-AS）への循環の両方に起因する大きな昼夜の違いを示しています。RSZフローからSS-AS循環への移行は、2つのターミネーター間のCOの違いと、反太陽点に対するCOの現地時間の最大値の変位を説明できます。H2Oは寿命が長く、宇宙全体に非常に均一に分布しています。また、モデルによってシミュレートされたHCl、ClO、OCS、およびSOの現地時間変動を示し、これらの種のまばらな観測結果と比較します。この研究は、金星の中間圏における化学とダイナミクスの間の相互作用を理解するための多次元CTMの重要性を強調しています。
エンケラドスの氷殻の秤動加熱と熱状態の調査
| Title |
An_Investigation_of_Libration_Heating_and_the_Thermal_State_of_Enceladus's_Ice_Shell |
| Authors |
Wencheng_D._Shao,_Francis_Nimmo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07038 |
潮汐散逸は、エンケラドスで観測された高い熱損失の原因であると考えられています。強制的な秤動は氷の殻の潮汐散逸を高めることができますが、そのような秤動がエンケラドスの熱状態にどのように影響するかは調査されていません。ここでは、VanHoolstetal。のモデルを使用して、強制秤動の加熱効果を調査します。（2013）、これには氷の殻の弾性が含まれます。氷殻内の秤動加熱は、エンケラドスの推定伝導熱損失に匹敵するには不十分であることがわかります。これは、エンケラドスが熱定常状態にないか、氷の殻の下にある追加の加熱メカニズムが電力の大部分に寄与していることを示唆しています。このような追加の熱源が存在する場合、エンケラドスは安定した熱平衡状態にあり、シェルの厚さに対する小さな摂動に抵抗します。私たちの結果は、LuanandGoldreich（2017）によって提案された暴走溶融プロセスの発生をサポートしていません。私たちの研究では、伝音難聴がシェルの厚さに強く依存しているため、エンケラドスの氷のシェルの熱状態が安定します。私たちの研究は、エンケラドスでの熱暴走（発生した場合）または一時的な加熱が氷殻の秤動に起因する可能性が低いことを示唆しています。
9つのG型およびK型巨星における通常の視線速度変動：8つの惑星と1つの惑星候補
| Title |
Regular_Radial_Velocity_Variations_in_Nine_G-_and_K-type_Giant_Stars:_Eight_Planets_and_One_Planet_Candidate |
| Authors |
Huan-Yu_Teng,_Bun'ei_Sato,_Takuya_Takarada,_Masashi_Omiya,_Hiroki_Harakawa,_Hideyuki_Izumiura,_Eiji_Kambe,_Yoichi_Takeda,_Michitoshi_Yoshida,_Yoichi_Itoh,_Hiroyasu_Ando,_Eiichiro_Kokubo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07169 |
9つの進化したG型とK型の巨星における視線速度変動の検出を報告します。観測は岡山天文台で行われました。惑星または惑星候補は、これらの定期的な変動を最もよく説明できます。ただし、5つの星の間でほぼ280日の変動が一致すると、9つの星すべてが恒星の特性で同様に動作するため、一部の変動の恒星の起源を完全に除外することはできません。RV変動に対する惑星の仮説では、惑星（1つの候補を含む）は、255〜555日の公転周期を持つ、進化した星の周りのいわゆる「惑星砂漠」の境界近くで生き残る可能性があります。その上、それらはG型とK型の巨星の周りで検出された最も質量の小さい巨星であり、最小質量は0.45$M_{\rm{J}}$と1.34$M_{\rm{J}}$の間です。検出のために他の仮説をさらに調査しましたが、それらのいずれも通常のRV変動をよりよく説明することはできません。私たちの検出により、G型およびK型の巨星の振幅が15$\rm{m\s^{-1}}$までの1年間の規則的な変動が検出可能であると確信しています。さらに、これらの星の周りの惑星の検出可能性をさらに確認するためにシミュレーションを実行しました。最後に、中質量星の周りの巨大惑星を探索し、同様に4木星質量ギャップ（たとえば、Santoetal。2017）を見つけました。これは、おそらく巨大惑星の人口の境界です。
水星の近日点前進の比較研究
太陽系の非相対論的ニュートン重力相互作用のみを含むモデルの枠組みの中で、数値法を使用した水星の運動、太陽の周りの9つの惑星（冥王星を含む）が研究されました。水星の真の軌道は開いた非平面曲線であるため、水星の近日点の前進の正確な定義に特別な注意を払いました。この目的のために、拡張された幾何学的近日点の概念を導入しました。さらに、各公転周期について、平均楕円が水星の軌道に適合しました。Laplace-Runge-Lenzベクトルの振る舞いから推定される水星の近日点前進、および拡張された幾何学的近日点前進は、フィッティング時間間隔に依存し、1000年のオーダーの間隔で値に収束することを示しました1世紀あたり532.1秒角です。拡張または幾何学的なペリヘリアの振る舞いは、木星の影響を強く受けます。拡張近日点の前進は、計算に使用される時間ステップに強く依存しますが、幾何学的近日点の前進と、ラプラス-ルンゲ-レンツベクトルの回転によって推定される近日点は、わずかに依存します。
多惑星系の類似性
ケプラーのデータを使用した以前の研究は、同じ星を周回する惑星は同じようなサイズになる傾向があることを示唆しています。しかし、星が弱いため、視線速度の追跡で検出された惑星はごくわずかであり、したがって、惑星の質量はほとんど不明でした。したがって、惑星系が実際に「さやの中のエンドウ豆」として振る舞うかどうかはまだ決定されていません。TESSターゲットのフォローアッププログラムは、質量測定で確認された惑星の数を大幅に増やし、複数の惑星系のより詳細な統計分析を可能にしました。この作業では、惑星系内の惑星の半径、質量、密度、および周期比の類似性を調査します。半径が類似している同じシステム内の惑星は、質量がかなり異なる可能性があり、その逆もあり得、通常、特定の惑星系の惑星半径は質量よりも類似していることを示します。また、〜100Meより大きく、〜10Reより大きい惑星では、「エンドウ豆の鞘」パターンの遷移が見られます。これらの制限を下回る惑星は、かなり均一であることがわかります。惑星系の性質を完全に理解するには、密度などの他の量が重要である可能性があり、惑星系内の惑星の多様性のために、太陽系外惑星の人口統計を理解するには、検出されるシステムの数を増やすことが重要であると結論付けます。
恒星間天体の捕獲I：捕獲断面積
質量比$q\ll1$、準主軸$a_p$、軌道速度$v_c$、離心率$e_p$の惑星星バイナリによる恒星間天体（ISO）の捕獲を研究します。惑星との非常に接近した（パチンコ）そして広い遭遇は分析的処理に適していますが、数値的に得られた捕獲断面積$\sigma$は、中間レジームでも分析結果に厳密に従います。$\sigma\proptov_\infty^{-2}|\ln\DeltaE|^{2/3}$（$v_を使用）の場合、広い相互作用はエネルギー変化$\DeltaE\lesssimqv_c^2$のみを生成できます。\infty$バイナリから遠く離れたISOの着信速度）。これは$e_p>0$でわずかに強化されています。一方、エネルギーの変化$\DeltaE\gtrsimqv_c^2$は、$\sigma\propto（v_\infty\DeltaE）^{-2}$が$e_p$にほとんど依存しない場合、密接な相互作用を必要とします。最後に、$\DeltaE\gtrsimv_c^2$で、サフロノフ数$\Theta=qa_p/R_p$を通る惑星の半径$R_p$に応じて、断面積はゼロに下がります。また、ISOと惑星または衛星との衝突の断面積を導き出します。
星間天体の捕獲II：太陽系による
| Title |
Capture_of_interstellar_objects_II:_by_the_Solar_system |
| Authors |
Walter_Dehnen,_Thomas_O._Hands,_and_Ralph_Sch\"onrich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07486 |
太陽系への星間天体（ISO）の捕獲は、漸近的な入射速度$v_\infty<4\、$km\、s$^{-1}$のISOによって支配されています。捕獲率は、太陽近傍のISO位相空間密度に比例し、太陽の銀河軌道に沿って変化しません。つまり、ISOの雲を通過する間、（以前の提案とは対照的に）強化されません。木星と土星の軌道と交差するほとんどの束縛軌道は、非束縛位相空間と完全に混合されており、同じISO位相空間密度を保持していることを意味します。星間数密度$n_{iso}\sim0.1\、$au$^{-3}$を仮定すると、1000年で惑星は$\sim2$ISOをキャプチャすると推定されます（$\sim17$は太陽に落ちます））、結果として、いつでも太陽から5\、au以内に$\sim8$でキャプチャされたISOの母集団が発生します。これは、双曲線軌道で同じボリュームを通過する訪問ISOの数よりも少なくなります。位相空間の体積に関しては、太陽系への捕獲と太陽系からの放出は等しく、平均してISOは長期間$a\lesssim2000\、$auで捕らえられたままにはなりません。
惑星の自転に対する日食マッピングの感度
フェーズ間および二次日食中の太陽系外惑星のマッピングは、放出中のホットジュピターを特徴づけるための強力な手法です。これらの惑星は、軌道面に垂直な軸を中心に回転すると予想され、回転周期は軌道周期と同期しているため、マッピングにより、軌道位相と惑星の経度が直接対応します。スピン特性への制約が少ない惑星の場合、日食の光度曲線の形状と表面の可視部分との関係はより複雑になります。二次日食を横切る積分フラックスで直交する放出時系列（「光度曲線」）の基礎を構築することにより、回転速度および/または軸の向きが十分に制約されていない惑星の情報コンテンツを理解するためのフレームワークを開発します。日食の最も直交する基底は、正弦波に似た周期関数で構成されており、十分に遅い回転速度では、これらは周波数の単調級数に従います。日食中のデータのみを考慮した場合、特定の周波数で非常に類似した光度曲線が、広範囲のスピン軸方向で同様の複雑さのマップによって生成される可能性があることを示します。したがって、日食データのみからスピン軸の向きを制限することは、もっともらしい放出マップ構造および/または回転速度に関する強力な事前知識に依存する可能性があります。惑星の自転周期が皆既日食の持続時間よりも短くなると、両方が原則として同様の信号を生成できるため、放出マップの複雑さと回転による観測可能な変動との間に追加のあいまいさが生じます。ウォームジュピターHAT-P-18bの日食観測の例をモデル化することにより、$\sim10$軌道で利用可能な信号対雑音比が、日食の深さを超えるマップ構造を導出するのに十分であることを示します。
J-PLUS：ローカル宇宙で極端な[OIII]エミッターの大集団を発見
| Title |
J-PLUS:_Uncovering_a_large_population_of_extreme_[OIII]_emitters_in_the_local_Universe |
| Authors |
A._Lumbreras-Calle,_C._L\'opez-Sanjuan,_D._Sobral,_J._A._Fern\'andez-Ontiveros,_J._M._V\'ilchez,_A._Hern\'an-Caballero,_M._Akhlaghi,_L._A._D\'iaz-Garc\'ia,_J._Alcaniz,_R._E._Angulo,_A._J._Cenarro,_D._Crist\'obal-Hornillos,_R._A._Dupke,_A._Ederoclite,_C._Hern\'andez-Monteagudo,_A._Mar\'in-Franch,_M._Moles,_L._Sodr\'e_Jr.,_H._V\'azquez_Rami\'o,_and_J._Varela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06938 |
過去数十年にわたって、いくつかの研究は、極端な輝線銀河（EELG）と呼ばれる非常に強い星形成イベントを経験している銀河の集団を発見しました。この作業では、2000平方度が観測された広視野マルチフィルター調査であるJavalambrePhotometricLocalUniverseSurvey（J-PLUS）の機能を活用します。これを使用して、[OIII]5007輝線によって低赤方偏移のEELGを識別します。ローカルEELGのより完全で、深く、バイアスの少ないサンプルを提供する予定です。z$<$0.06の[OIII]ラインをカバーするJ-PLUSミディアムバンド$J0515$フィルターで、フラックスが過剰なオブジェクトを選択します。SDSSスペクトルをベンチマークとして、J-PLUSおよびWISE赤外線データを使用して汚染物質（星およびより高い赤方偏移システム）を除去します。スペクトルエネルギー分布フィッティングを実行して、銀河の特性（線束、等価幅（EW）、質量など）を推定します。${\rmz}<0.06$で466EELGを識別し、[OIII]EWが300\textを超えます。{\AA}と$r$バンドのマグ。20未満で、そのうち411は以前は不明でした。ほとんどがコンパクトな形態、低恒星質量（$\log（M_{\star}/M_{\odot}）\sim{8.13}^{+0.61}_{-0.58}$）、低減光（$E（BV）\sim{0.1}^{+0.2}_{-0.1}$）、および星形成の非常に若いバースト（${3.0}^{+2.7}_{-2.0}$Myr）。私たちの方法は、ブロードバンド調査よりもMpc$^3$あたり最大$\sim$20倍効率的にEELGを検出し、マグニチュードが制限された分光調査（およびより暗いオブジェクトに到達する）と同じくらい完全です。ブロードバンド調査とは対照的に、サンプルは強力なH$\alpha$エミッターに対して直接バイアスされていません。明確な選択プロセスに続いて、ユニークな特性を示すこれまで知られていなかったEELGの大規模なサンプルを識別する、J-PLUSの機能を示します。それらの一部は宇宙の最初の銀河に似ている可能性がありますが、赤方偏移がはるかに低いため、追跡調査の理想的なターゲットになっています。
力学的摩擦、浮力、コアストール-I。非摂動軌道ベースの解析
非摂動的な軌道ベースのアプローチを使用して、力学的摩擦の起源を調べます。純粋な共振によりLBKトルクから動的摩擦が発生する標準的な摂動アプローチとは異なり、この代替の補完的なビューは、大規模な摂動が共振に近い軌道上の場の粒子のエネルギーと角運動量を大幅に変化させ、摩擦が発生する様子をうまく示しています。エネルギーを得る粒子とエネルギーを失う粒子の間の不均衡から。球形ホストシステムの力学的摩擦を制限された3体問題として扱います。この処理は、摂動がゆっくりと沈み、非線形性の開始により標準の摂動フレームワークが失敗する「遅い」レジームに適用できます。したがって、コアの失速の原因、つまり中央の定密度コアの力学的摩擦の停止を調査するのに特に適しています。力学的摩擦への寄与を支配する、ほぼ共回転共鳴軌道の3つの異なるファミリーを特定します。それらの相対的な寄与は、ラグランジュ点（共回転フレーム内の固定点）によって支配されます。特に、共回転座標系に現れることからパックマン軌道と呼ばれる3つのファミリーの1つは、コア密度分布に固有のものです。摂動体が中心コアに到達すると、ラグランジュ点の分岐によって軌道構成が大幅に変化し、パックマン軌道が支配的になります。さらに、コア内の分布関数の勾配が比較的小さいため、これらのパックマン軌道からの正味トルクは正（増強）になり、それによって動的浮力が発生します。この浮力が摩擦によってバランスが取れている場合、コアの失速が発生すると主張します。
水素再電離へのAGN降着円盤の寄与
第一世代の超大質量ブラックホール（SMBH）の成長と電離出力を追跡することにより、宇宙の水素再電離に対する高赤方偏移（z>6）活動銀河核（AGN）の寄与を調べます。私たちの計算は、観測されたz〜6クエーサーの集団に固定されており、これらの初期のAGNに電力を供給し、スーパーエディントン降着を含むさまざまな成長履歴を考慮する降着流の進化するスペクトルエネルギー分布（SED）をさかのぼります。固定形状のSEDと比較して、進化する薄いディスクは、最大80％高い電離放射線を生成できます。さまざまなSMBH成長シナリオ全体で、再電離へのAGNの寄与は後期（z<7）に限定されており、星形成銀河と比較して依然として優勢ではありません。この結論は、低光度z=6AGNの（まだ未知の）空間密度に関係なく、また超エディントン降着を可能にする成長シナリオにも当てはまります。再電離へのAGNの寄与は、SMBHの質量成長が比較的遅いシナリオ、つまり降着率が低い、および/またはスピンが高いシナリオでは、初期のエポック（z>8）にまで及ぶ可能性があります。最後に、私たちのフレームワークが観測されたクエーサー近接ゾーンのサイズを再現できること、およびz=6クエーサーの周りのコンパクトな近接ゾーンがスーパーエディントン降着の遅い開始によって説明できることを示します。
複数の集団の時間領域の拡大：〜1.5Gyrの古い星団NGC1783における窒素変動の証拠
| Title |
Expanding_the_time_domain_of_multiple_populations:_evidences_of_nitrogen_variations_in_the_~1.5_Gyr_old_star_cluster_NGC_1783 |
| Authors |
M._Cadelano,_E._Dalessandro,_M._Salaris,_N._Bastian,_A._Mucciarelli,_S._Saracino,_S._Martocchia_and_I._Cabrera-Ziri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06964 |
大マゼラン雲中の大規模で若い（〜1.5Gyr）星団NGC1783のHSTUVおよび光学的深部画像の詳細な分析の結果を提示します。このシステムは、赤色巨星分枝（RGB）星に沿った複数の集団（MP）の証拠を示していません。ただし、クラスターの主系列（MS）は、MPセンシティブ（F343N-F438W、F438W）カラーでの可能性のあるバイモダリティのヒントとともに、大幅な広がり（測光エラーから予想されるものより50％大きい）の証拠を示していることがわかります-マグニチュードダイアグラム（CMD）。このような効果は、F343Nフィルターを含むすべての色の組み合わせで観察されますが、光CMDでは見られません。この観測的証拠は、NGC1783のMSに沿って軽元素の化学的存在比の変動を発見した可能性があることを示唆しています。これは、2Gyr未満のシステムでのMPの最初の検出を表しています。MPのような存在量を含む等時線との比較は、観察された広がりがDelta（[N/Fe]）〜0.3のN存在量の強化と互換性があることを示しています。私たちの分析では、クラスターRGBに沿ったMPの欠如に関する以前の結果も確認されています。ただし、MSとRGBで見つかった結果の明らかな不一致は、最初のドレッジアップにリンクされたミキシング効果と互換性があることがわかります。この研究は、MP現象に関する新しい重要な情報を提供し、星団がどの宇宙年齢でも同様の方法で形成されることを示唆しています。
M87のDNAを読む：大規模ならせん磁場を明らかにする二重らせん
| Title |
Reading_M87's_DNA:_A_Double_Helix_revealing_a_large_scale_Helical_Magnetic_Field |
| Authors |
Alice_Pasetto,_Carlos_Carrasco-Gonzalez,_Jose_L._Gomez,_Jose_M._Marti,_Manel_Perucho,_Shane_P._O'Sullivan,_Craig_Anderson,_Daniel_Jacobo_Diaz-Gonzalez,_Antonio_Fuentes,_John_Wardle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06971 |
M87ジェットの前例のない高忠実度の無線画像を提示します。Jansky超大型アレイ（VLA）ブロードバンド、全偏波、4〜18GHzの無線データを分析しました。観測は、線形解像度$\sim$10pcでkpcスケールまでのジェットの放出の研究を可能にする、最も拡張された構成（A構成）で行われました。私たちのデータの高い感度と解像度は、ジェット幅を解決することを可能にします。$\sim$300pcと$\sim$1kpcの間のジェット材料の二重らせん形態を確認します。投影軸で最小、ジェットエッジで最大の偏光度の勾配と、ジェットエッジで反対の符号を持つファラデー深度の勾配が見つかりました。また、広範囲の周波数に沿った偏光特性の振る舞いは、内部ファラデー脱分極と一致していることもわかりました。これらの特性はすべて、中央のブラックホールから最大1kpcのM87ジェットにらせん状の磁場が存在することを強く支持していますが、ジェットはこれらの大規模な粒子が支配的である可能性が最も高いです。したがって、ケルビン・ヘルムホルツ不安定性の存在のおかげで、磁場のらせん構成が大規模に維持されているというもっともらしいシナリオを提案します。
異なる質量の球状星団における第2世代の星形成
| Title |
Second_generation_star_formation_in_globular_clusters_of_different_masses |
| Authors |
A._Yaghoobi_(1),_F._Calura_(2),_J._Rosdahl_(3),_H._Haghi_(1)_((1)_Institute_for_Advanced_Studies_in_Basic_Sciences,_Zanjan,_Iran,_(2)_INAF-Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio_di_Bologna,_Italy,_(3)_CNRS,_Centre_de_Recherche_Astrophysique_de_Lyon,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06992 |
三次元流体力学的シミュレーションによって、異なる質量の若い球状星団における第2世代（SG）星の形成を調査します。質量10^5および10^6Msunの第1世代の漸近巨星分枝（AGB）星が、密度10^（-24）および10^（-23）gcmの均一なガスを一定速度で移動するクラスターを検討します。^（-3）。私たちのセットアップは、若いクラスターと高密度ガスの貯留層との遭遇を再現するように設計されています。g。ホスト銀河での軌道運動中。低密度モデルでは、中央に集まる冷却AGB噴出物の結果として、外部ラム圧力によって弱く摂動され、コンパクトな中央のHeに富むSG恒星成分が、初期クラスター質量の増加とともに減少するタイムスケールで形成されます。。私たちの高密度モデルは、より強いラム圧の影響を受けます。これにより、クラスターの中心に最もHeが豊富なAGB噴出物が蓄積するのを防ぎます。その結果、SGは、低密度モデルよりも拡張され、Heの強化が少なくなります。私たちの結果を以前のシミュレーションと組み合わせることにより、質量が2桁の動的範囲（10^5Msunから10^7Msun）にわたって、関連するクラスター関連のスケーリング関係を研究することができます。現在の観測に基づく推定値と一致して、SG対総数の比率と初期クラスター質量の関数としてのSG星の最大He増強との間に正の相関が見られます。
青い流れに一度：MEGARAによるNGC7241恒星の流れにおける最近の星形成の検出
| Title |
Once_in_a_blue_stream:_Detection_of_recent_star_formation_in_the_NGC_7241_stellar_stream_with_MEGARA |
| Authors |
David_Martinez-Delgado,_Santi_Roca-Fabrega,_Armando_Gil_de_Paz,_Denis_Erkal,_Juan_Miro-Carretero,_Dmitry_Makarov,_Karina_T._Voggel,_Ryan_Leaman,_Walter_Bolchin,_Sarah_Pearson,_Giuseppe_Donatiello,_Evgenii_Rubtsov,_Mohammad_Akhlaghi,_M._Angeles_Gomez-Flechoso,_Samane_Raji,_Dustin_Lang,_Adam_Block,_Jesus_Gallego,_Esperanza_Carrasco,_Maria_Luisa_Garcia-Vargas,_Jorge_Iglesias-Paramo,_Sergio_Pascual,_Nicolas_Cardiel,_Ana_Perez-Calpena,_Africa_Castillo-Morales,_Pedro_Gomez-Alvarez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07029 |
天の川銀河NGC7241とその前景の矮星の仲間の周りに球状星団のような前駆体がある可能性のある青い狭い小川の印象的な事例を研究します。面分光モードを使用して、10.4mのGranTelescopioCanariasでMEGARA機器を使用して取得したデータに基づいて、このストリームの追跡分光研究を紹介します。私たちのデータは、ストリーム内のこのコンパクトなオブジェクトが実際には前景の天の川のハロースターであることを示唆していますが、紫外線と光学の深い画像の両方ではっきりと見える、ストリームのコンパクトではなく、青くて暗いブロブと重なる輝線を検出します。[OIII]5007A線（V_syst=1548.58+/-1.80km\s^-1）から導出されたヘリオセントリックな全身視線速度と、新しいUVおよび光学広帯域測光から、この過密度が実際の絶対等級Mg〜-10およびgr=0.08+/-0.11のストリームのコアは、現在の星形成のエピソードを受けている低質量の矮星衛星の残骸と一致しています。流れの幅から、矮小銀河に典型的な前駆体の質量は6.4x10^6Mo-2.7x10^7Moの間であると計算されます。これらの推定値は、これがローカルグループをはるかに超えて検出された最も低い質量のストリームの1つであることを示唆しています。星形成領域を含む青い恒星の流れは、通常、天の川よりも軽い銀河の高解像度宇宙論的シミュレーションによって予測されることがわかります。このシナリオは、いくつかの矮星衛星のバースト性の星形成の歴史を説明するプロセスと一致しており、ホスト銀河のビリアル半径内に入ると、ガスの枯渇と急速な消光が続きます。したがって、ストリームの前駆体は、過去数ギガ年にいくつかのローカルグループの小人の星形成の歴史を形作ったものに匹敵する星形成バーストに苦しんでいる可能性があります。
M82の北HIストリーマー内に形成された初期の潮汐矮小銀河
| Title |
A_Nascent_Tidal_Dwarf_Galaxy_Forming_within_the_Northern_HI_Streamer_of_M82 |
| Authors |
Imad_Pasha,_Deborah_Lokhorst,_Pieter_G._van_Dokkum,_Seery_Chen,_Roberto_Abraham,_Johnny_Greco,_Shany_Danieli,_Tim_Miller,_Erin_Lippitt,_Ava_Polzin,_Zili_Shen,_Michael_A._Keim,_Qing_Liu,_Allison_Merritt,_Jielai_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07052 |
$H\alpha$放出（$F_{H\alpha}\sim6.5\times10^{-14}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$）、DragonflyTelephotoArrayに基づくパスファインダー機器を使用。この物体は、ケック/LRIS分光法で確認されたように、M82のディスクから運動学的に分離されており、数百Myr前のM81の通過によって引き起こされた「北HIストリーマー」内のHIと分子水素の過密度と空間的および運動学的に一致しています。HIデータから、$H\alpha$ソースと一致する特定の過密度に$\sim5\times10^7$M$_{\odot}$のガスが存在すると推定されます。オブジェクトの派生金属量（12+$\log（O/H）\simeq8.6$）、ガスが豊富な潮汐特徴内の位置、および形態（複数の星形成塊を伴う直径600pc）は、それが潮汐である可能性が高いことを示しています形成の初期段階にある矮小銀河。
発光および冬眠中のAGN周辺の遠方の[OIII]雲に関するTELPERION調査
| Title |
The_TELPERION_Survey_for_Distant_[O_III]_Clouds_around_Luminous_and_Hibernating_AGN |
| Authors |
William_C._Keel,_Alexei_Moiseev,_D.V._Kozlova,_A.I_Ikhsanova,_D.V._Oparin,_R.I._Uklein,_A.A._Smirnova,_and_M.V._Eselevich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07084 |
AGN周辺の遠方の拡張輝線領域（EELR）（現存または衰退）を検索するために、111個のAGNホストと17個の融合銀河系の狭帯域[OIII]イメージング調査を提示します。私たちのデータは、ブロードバンドSDSSデータからの検出よりも深く到達し、AGN周辺の拡張構造を研究するために使用されたいくつかの初期輝線調査よりも広い分野をカバーしています。分光学的フォローアップにより、核からそれぞれ26kpcと75kpcで投影された、マージシステムNGC235とNGC5514の2つの新しい遠方のAGNイオン化雲が確認されます。また、NGC7252で以前から知られている領域を回復します。これらの結果は、EELRと潮汐の特徴との関係を強化します。運動学的に静止している遠方のEELRは、事実上常に光イオン化された潮汐破片です。私たちのサンプルでは、潮汐の尾を持つ銀河の約10％にそれらが見られます。エネルギー収支は、NGC5514のAGNが、核から雲、そして観測者までの約250、000年の余分な光の移動時間の間に、3倍以上衰退したことを示唆しています。流出における強い衝撃放射は、AGNの光学的特徴を覆い隠します。NGC235の場合、私たちのデータは一貫していますが、85、000年までの変動を明確に要求するものではありません。これらの非常に遠いイオン化された雲に加えて、4つの銀河（IC1481、ESO362-G08、NGC5514、およびNGC7679）内の明るく広範囲の線放射。IC1481は、見かけのイオン化コーンを示します。NGC5514では、核の西約370km/sで膨張する7kpcシェルを測定します。
パーセクスケールでの狭い吸収線からの流入ガスの検出
| Title |
The_detections_of_inflowing_gas_from_narrow_absorption_lines_at_the_parsec_scale |
| Authors |
Zhi-Fu_Chen,_Minfeng_Gu,_Zhicheng_He,_Defu_Bu,_Fulai_Guo,_Qiusheng_Gu,_Yiping_Qin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07189 |
超大質量ブラックホールの降着の過程を調査するには、ほこりっぽいトーラスと小さなスケールでの流入が重要です。しかし、これまでのところ、赤方偏移した広い吸収線を介して小規模にガスが流入するケースはごくわずかしか報告されていません。ここでは、降着円盤の軸に近い方向に沿っている可能性が高い、流入速度が1071〜1979km/sの$\rmMg^+$イオンの9つの赤方偏移した狭い吸収線（NAL）を報告します。流入するMgIINALを示すクエーサーは、流出するMgIINALを含むソースと比較した場合、平均してわずかに小さいエディントン比を持っています。検出されたNALの位置の上限は、ほこりっぽいトーラスから中央のSMBHまでの距離の周りのパーセクスケールです。これらの落下するNALの1つの考えられる起源は、ほこりっぽいトーラスからです。もちろん、これらの落下するNALは、活動銀河核（AGN）ジェットと星間物質との非線形相互作用から生じる無秩序な低温降着によっても自然に説明できます。ジェットエジェクタ。したがって、落下するNALは、AGNフィードバックプロセスにおける低温ガスの沈殿と降着の直接的な証拠を提供し、クエーサージェットに近い方向に沿ってパーセクスケールでガスが流入するという直接的な証拠を提供する可能性があります。これらの落下するNALがほこりっぽいトーラスからのものであるか、AGNジェットとISMとの相互作用によるものであるかは関係ありません。落下するNALは、クエーサーに電力を供給するのに十分な燃料を供給できません。
地平線でのデュアルAGN-AGNシミュレーションと、銀河と大規模なブラックホール連星の合併へのリンク、複数のAGNの遠足
| Title |
Dual_AGN_in_the_Horizon-AGN_simulation_and_their_link_to_galaxy_and_massive_black_hole_mergers,_with_an_excursus_on_multiple_AGN |
| Authors |
Marta_Volonteri,_Hugo_Pfister,_Ricarda_Beckmann,_Massimo_Dotti,_Yohan_Dubois,_Warren_Massonneau,_Gibwa_Musoke,_Michael_Tremmel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07193 |
数十kpcのスケールでの二重活動銀河核（AGN）の発生は、大規模なブラックホール（MBH）での合併による降着を研究し、MBHの合併に関する手がかりを導き出すために使用できます。前駆体。宇宙論的シミュレーションHorizon-AGNでデュアルAGNの特性を調査します。距離と光度の基準で選択されたデュアルAGNのカタログに加えて、さらにマスカットが適用されるサブカタログを作成します。サンプルを、合併に向かう途中で異なる銀河でホストされているデュアルAGNと、銀河の合体が起こった後に1つの銀河でホースで接続されているAGNに分割します。ペアの中で最も明るいAGNは、一般的なAGN集団よりもエディントン比と質量が高いが、MBHと銀河の質量の関係はすべてのAGNの関係と類似していることがわかります。デュアルAGNに関連する銀河の合体の典型的な質量比は0.2であり、小さい銀河での質量損失は、合体が進むにつれて質量比を減少させます。デュアルAGNとMBHの合併の間の接続は弱いです。4〜30kpcの間隔を持つデュアルAGNの30〜80％は、その後のMBH合併と一致する可能性があります。デュアルAGNの割合は、赤方偏移と分離しきい値とともに増加しますが、50kpcを超えると、複数のAGNの増加によってデュアルのAGNが制限されます。複数のAGNは一般に大規模なハローと関連しており、衛星の大量損失は銀河とハローの関係を形作ります。
銀河の付着した恒星の質量分率を推測するための機械学習アプローチ
| Title |
A_machine_learning_approach_to_infer_the_accreted_stellar_mass_fractions_of_galaxies |
| Authors |
Rui_Shi,_Wenting_Wang,_Zhaozhou_Li,_Jiaxin_Han,_Jingjing_Shi,_Vicente_Rodriguez-Gomez,_Yingjie_Peng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07203 |
ランダムフォレスト（RF）機械学習アプローチを提案して、さまざまな暗黒物質ハローと銀河の特徴に基づいて、中央銀河の蓄積された恒星の質量分率（$f_\mathrm{acc}$）を決定します。RFは、TNG100シミュレーションからの恒星質量$\log_{10}M_\ast/M_\odot>10.16$の2,710個の銀河を使用してトレーニングおよびテストされています。$\log_{10}M_\ast/M_\odot>10.6$の銀河の場合、ハローの質量、サイズ、恒星の質量などのグローバルな特徴は、$f_\mathrm{acc}$を決定する上でより重要ですが、$の銀河の場合\log_{10}M_\ast/M_\odot\leqslant10.6$、合併履歴に関連する機能は、より高い予測力を持っています。銀河のサイズは、3次元で計算する場合に最も重要です。これは、観測効果を考慮した後はそれほど重要ではなくなります。対照的に、恒星の年齢、銀河の色、星形成率は、$f_\mathrm{acc}$に関する非常に限られた情報しか持っていません。ハローと銀河の特徴のセット全体が使用される場合、予測はほぼ偏りがなく、二乗平均平方根誤差（RMSE）は$\sim$0.068です。観察可能な機能のみを使用する場合、RMSEは$\sim$0.104に増加します。それにもかかわらず、恒星の質量のみが使用されている場合と比較して、他の観測可能な特徴を含めることは、RMSEを$\sim$20％減らすのに役立ちます。最後に、銀河の密度、速度、速度分散のプロファイルを特徴として使用する場合、銀河の画像と速度マップから抽出できる情報のほぼ最大量を表しますが、予測はわずかに改善されます。したがって、観測可能な機能を使用すると、$f_\mathrm{acc}$を予測する際の限界精度は$\sim$0.1であり、銀河画像の多成分分解は、同様またはそれ以上の不確実性を持つはずです。銀河の中心ブラックホール質量とスピンパラメータが将来の観測で正確に測定できれば、RMSEはさらに$\sim$20％減少することが期待されています。
変化する外観のAGNのホスト銀河における星の種族の系統的分析
「変化する外観」の活動銀河核（CL-AGN）は、新たに発見されたクラスのAGNであり、短い時間スケール（数か月から数年）で幅広い輝線の出現（または消失）を示し、しばしば劇的なものと関連付けられますそれらの連続放出の変化。これらは、通常の発光AGNでは困難な「ターンオフ」状態での発光中央エンジンからの汚染を最小限に抑えて、ホスト銀河の特性を直接調査する前例のない機会を提供します。この作業では、初めて、星の種族合成コードSTARLIGHTを使用して、26個のターンオフCL-AGNのホスト銀河の星の種族と星形成履歴（SFH）を体系的に特徴付けます。CL-AGNの星の種族は、中間の星の種族がより多くの割合を占めることを除いて、通常のAGNのそれと類似していることがわかります。それらの恒星速度分散（$\rm\sigma_{\star}$）とブラックホール質量（$\rmM_{BH、vir}$）を推定し、CL-AGNも全体的な$\rmM_{BH}-\sigma_{\star}$の関係。また、CL-AGNはより低いエディントン比に偏る傾向があり、それらの極端な変動は降着率の本質的な変化に起因する可能性が高いという以前の主張を確認します。さらに、最近の星形成（SF）を持つCL-AGNは、エディントン比が高くなる傾向があります。以前の研究と比較して、私たちの分析は、CL-AGNホスト銀河の特性とそれらのCL現象との間に相関関係があるかもしれないことを示唆しています。
ガイアEDR3のローカル銀河系厚い円盤とハローの星：測光金属量を持つ50万個のローカル主系列星のカタログ
| Title |
Stars_in_the_Local_Galactic_Thick_Disk_and_Halo_in_Gaia_EDR3:_A_catalogue_of_Half_a_Million_Local_Main-sequence_Stars_with_Photometric_Metallicities |
| Authors |
Bokyoung_Kim_and_Sebastien_L\'epine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07419 |
固有運動が大きい（$\mu_{\mathrm{tot}}>40.0）星の検索に基づいて、ローカル（$d<2$kpc）銀河系の厚い円盤とハローにある551,214個の主系列星のカタログを示します。$mas/yr）GaiaEarlyDataRelease3で）。SDSSSEGUE/APOGEE、GALAHDR3、LAMOSTなどのさまざまな分光学的調査から収集された、分光学的金属量を持つ20,047個の星の色-輝度-金属量分布から較正された光度金属量を導き出します。DR6。これらの結果を組み合わせて、経験的な色-等級-金属量グリッドを構築します。これを使用して、絶対$G$等級と色の値からKおよびMサブタイプの低質量金属量の少ない星の測光金属量を推定できます。私たちのカタログにある低質量、高速の星は、より明るい銀河ハロー星の最近の研究で報告されたのと同様の運動学を共有していることがわかります。私たちのサンプルの疑似運動学的分析は、ガイア-エンセラダスストリームとヘルミストリームを含む主要なローカルハロー構造を回復します。これらとは別に、局所的なハロー星は、速度空間で非常に滑らかな分布を示しているように見えます。将来のガイアデータリリースでは、ごく少数のサンプルの視線速度測定が提供されるため、カタログには、SDSS-V、DESIMW調査、WEAVE、4MOSTなどの将来の分光観測プログラムに関心の高いターゲットが含まれています。
SCUBA-2-COSMOSフィールド（AS2COSPEC）で最も明るいサブミリ波銀河のALMA分光調査：調査の説明と最初の結果
| Title |
An_ALMA_Spectroscopic_Survey_of_the_Brightest_Submillimeter_Galaxies_in_the_SCUBA-2-COSMOS_field_(AS2COSPEC):_Survey_Description_and_First_Results |
| Authors |
Chian-Chou_Chen_(ASIAA),_Cheng-Lin_Liao,_Ian_Smail,_A._M._Swinbank,_Y._Ao,_A._J._Bunker,_S._C._Chapman,_B._Hatsukade,_R._J._Ivison,_Minju_M._Lee,_Stephen_Serjeant,_Hideki_Umehata,_Wei-Hao_Wang,_Y._Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07430 |
COSMOS分野で最も明るいサブミリ波銀河（SMG）を対象とした、ALMAバンド3分光調査を紹介します。ここでは、$S_{870}=12.4-19.3$mJyの870$\mu$mフラックス密度を持ち、AS2COSMOSからの260個のALMA検出SMGの親サンプルから抽出された18個のプライマリSMGに基づく最初の結果を示します。調査。17の輝線を検出し、それらの赤方偏移が$z=2-5$の範囲にあり、中央値が$3.2\pm0.3$であると判断します。$S_{870}$が明るいSMGは、より高い赤方偏移にあることを確認します。データはさらに5つの暗いコンパニオンSMGをカバーし、1つでライン検出を取得します。以前の研究と合わせて、私たちの結果は、私たちの選択を満たすSMGの場合、最も明るいコンパニオンSMGが$\ge40$％の時間で対応するプライマリSMGと物理的に関連付けられていることを示しており、合併が星形成のトリガーに役割を果たすことを示唆しています。前景の重力場をモデル化することにより、プライマリSMGの$<10$％を倍率$\mu>2$で強くレンズすることができます。プライマリSMGの約90％に、二重ガウスプロファイルによってより適切に記述される線があり、2つのガウスピークの分離の中央値は430$\pm$40kms$^{-1}$であると判断します。これにより、平均バリオン質量の推定が可能になり、線分散測定とともに、主要なSMGがローカルの初期型銀河で見られる同様の質量-$\sigma$相関になります。最後に、$z>4$のプライマリSMGの数密度は$1\times10^6$cMpc$^{-3}$であることがわかり、$z\sim3-4$の大規模な静止状態の前駆細胞である可能性があります。銀河。
最高赤方偏移の銀河とクエーサーの星間物質（ISM）の特性は、銀河へのバリオンの付着、このガスからの星の蓄積を促進する物理学、その後の化学物質の間の複雑な相互作用の重要な指標を提供します進化とフィードバックのプロセスと宇宙の再電離。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）は、高赤方偏移銀河のISMの特性評価において引き続き極めて重要な役割を果たしています。高赤方偏移銀河から生じる塵の連続体放出、原子の微細構造および分子線の観測は現在日常的に行われており、初期の宇宙における銀河の形成と進化の理論モデルにこれまで以上の制約を与えています。ALMAによる高赤方偏移宇宙の探査に捧げられた欧州天文学会のEAS2021シンポジウムは、この急速に進化する分野における彼らの見解と最近の結果を交換するための観測的および理論的高赤方偏移ALMAコミュニティのためのフォーラムを提供しました。この記事は、会議で発表されたエキサイティングな結果をまとめたものです。
重力のある銀河中心の深い画像
| Title |
Deep_Images_of_the_Galactic_Center_with_GRAVITY |
| Authors |
GRAVITY_Collaboration:_R._Abuter,_N._Aimar,_A._Amorim,_P._Arras,_M._Baub\"ock,_J.P._Berger,_H._Bonnet,_W._Brandner,_G._Bourdarot,_V._Cardoso,_Y._Cl\'enet,_R._Davies,_P.T._de_Zeeuw,_J._Dexter,_Y._Dallilar,_A._Drescher,_F._Eisenhauer,_T._En{\ss}lin,_N.M._F\"orster_Schreiber,_P._Garcia,_F._Gao,_E._Gendron,_R._Genzel,_S._Gillessen,_M._Habibi,_X._Haubois,_G._Hei{\ss}el,_T._Henning,_S._Hippler,_M._Horrobin,_A._Jim\'enez-Rosales,_L._Jochum,_L._Jocou,_A._Kaufer,_P._Kervella,_S._Lacour,_V._Lapeyr\`ere,_J.-B._Le_Bouquin,_P._L\'ena,_D._Lutz,_F._Mang,_M._Nowak,_T._Ott,_T._Paumard,_K._Perraut,_G._Perrin,_O._Pfuhl,_S._Rabien,_J._Shangguan,_T._Shimizu,_S._Scheithauer,_J._Stadler,_O._Straub,_C._Straubmeier,_E._Sturm,_L.J._Tacconi,_K.R.W._Tristram,_F._Vincent,_S._von_Fellenberg,_I._Waisberg,_F._Widmann,_E._Wieprecht,_et_al._(5_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07477 |
銀河中心の恒星軌道は、超大質量ブラックホールの重力ポテンシャルの非常にクリーンなプローブを提供します。それらは、近赤外線干渉計GRAVITYを使用して、単一の望遠鏡の混乱の限界を超えて、独自の精度で研究することができます。ブラックホールのスピンを制約する可能性のある短い軌道上のかすかな未知の星をフィールドで探すには、イメージングが不可欠です。さらに、高精度の恒星位置を導き出すための位置天文フィッティングの開始点を提供します。ここでは、GRAVITYを使用した銀河中心観測用に特別に設計された新しいイメージングツールである$\mathrm{G^R}$を紹介します。このアルゴリズムは、画像問題のベイズ解釈に基づいており、情報フィールド理論のフレームワークで定式化され、無線干渉画像の既存の作業に基づいています。2021年からの重力観測へのその適用は、数ミリ秒のスケールで銀河中心のこれまでで最も深い画像をもたらします。画像は、いて座A*の周りの中央の$100\、\mathrm{mas}$内の複雑なソース構造を示しています。ここで、星S29とS55を検出し、その軌道上でS62を確認し、ゆっくりといて座A*に近づいています。さらに、SgrA*からファイバーをオフセットした一連の露出で、S38、S42、S60、およびS63を検出することができました。前述のすべての星の軌道に関する最新情報を提供します。これらの既知の情報源に加えて、画像はまた、高い角速度で西に移動しているかすかな星を明らかにします。既知の出所との一致は見当たらないため、新しい星をS300と呼びます。S29のフラックス比から、そのKバンドの大きさを$m_\mathrm{K}\left（\mathrm{S300}\right）\simeq19.0-19.3$と推定します。CLEANで取得した画像は、検出を確認します。
複数の恒星軌道の干渉計位置天文学からの銀河中心の質量分布
| Title |
The_mass_distribution_in_the_Galactic_Centre_from_interferometric_astrometry_of_multiple_stellar_orbits |
| Authors |
GRAVITY_Collaboration:_R._Abuter,_N._Aimar,_A._Amorim,_J._Ball,_M._Baub\"ock,_J.P._Berger,_H._Bonnet,_G._Bourdarot,_W._Brandner,_V._Cardoso,_Y._Cl\'enet,_Y._Dallilar,_R._Davies,_P.T._de_Zeeuw,_J._Dexter,_A._Drescher,_F._Eisenhauer,_N.M._F\"orster_Schreiber,_A._Foschi,_P._Garcia,_F._Gao,_E._Gendron,_R._Genzel,_S._Gillessen,_M._Habibi,_X._Haubois,_G._Hei{\ss}el,_T._Henning,_S._Hippler,_M._Horrobin,_L._Jochum,_L._Jocou,_A._Kaufer,_P._Kervella,_S._Lacour,_V._Lapeyr\`ere,_J.-B._Le_Bouquin,_P._L\'ena,_D._Lutz,_T._Ott,_T._Paumard,_K._Perraut,_G._Perrin,_O._Pfuhl,_S._Rabien,_J._Shangguan,_T._Shimizu,_S._Scheithauer,_J._Stadler,_A.W._Stephens,_O._Straub,_C._Straubmeier,_E._Sturm,_L.J._Tacconi,_K.R.W._Tristram,_F._Vincent,_S._von_Fellenberg,_F._Widmann,_E._Wieprecht,_E._Wiezorrek,_J._Woillez,_S._Yazici,_et_al._(2_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07478 |
銀河中心のコンパクトな電波源SgrA*を周回する星は、最も近い巨大なブラックホールの周りの重力場の精密なプローブです。30年以上にわたる補償光学支援位置天文学（NACO/VLTを使用）および分光法（SINFONI/VLT、NIRC2/KeckおよびGNIRS/Geminiを使用）に加えて、2016/2017年以来、4つで30〜100muの位置天文学を取得しています。-望遠鏡干渉ビームコンバイナーGRAVITY/VLTIは、ある夜のデータを組み合わせると、mK=20の感度に達します。単一の望遠鏡の回折限界内でのいくつかの星の同時検出を提示し、干渉法の威力を示します。星S2、S29、S38、S55の新しいデータは、これらの星が2018年から2023年の間に軌道の中心を通過するため、2021年3月から7月の間に大幅な加速をもたらします。これにより、Sgr周辺の重力ポテンシャルの高精度な決定が可能になります。A*。私たちのデータは、単一の中心点質量、M=4.30x10^6M_sunの周りの一般相対性理論と非常によく一致しており、精度は約+-0.25％です。S2軌道でのシュワルツシルト歳差運動の検出の重要性を7シグマに改善します。もっともらしい密度プロファイルを仮定すると、S2のアポセンター内の拡張質量成分（=0.23"または2.4x10^4R_S）は3000M_sun（1シグマ）またはMの0.1％でなければなりません。SgrAを周回する13個の星からの囲まれた質量決定を追加します。*より大きな半径では、SgrA*を超える過剰な質量が暫定的に見られる最も内側の半径は、r=2.5">=S2のアポセンターの10倍です。これは、空間的に分解された光度関数から得られた恒星質量分布（恒星質量ブラックホールを含む）と完全に調和しています。
統合された星の種族の年齢と水平分枝の特性の導出
| Title |
Deriving_ages_and_horizontal_branch_properties_of_integrated_stellar_populations |
| Authors |
Ivan_Cabrera-Ziri_and_Charlie_Conroy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07562 |
古い（$\sim10$Gyr）統合された星の種族の年齢決定における不確実性の主な原因は、高温の水平分枝（HB）星の存在です。ここでは、この問題に取り組むための簡単なアプローチについて説明し、統合された星の種族の年齢、存在量、およびHB特性を同時にモデル化するこの手法のパフォーマンスを示します。このために、星の種族のベンチマークのサンプルの統合されたスペクトルの適合中に見つかった結果を、それらの解決されたCMDの分析から得られた値と比較します。ほとんど（26/32）のターゲットのスペクトル適合から得られた年齢は、CMD値に対して0.1dex以内であることがわかります。同様に、サンプル内のターゲットの大部分について、ホットHBスター（18/24ターゲットの場合は$\sim0.15{\rm〜dex}$以内）とそれらの平均温度（14/24$\sim30\％$内のターゲット）。最後に、この方法が失敗したいくつかのケースを特定するのに役立つ、年齢の偽のソリューションを検出するために使用できる診断を提示します。これらの結果は、ローカルグループを超えた球状星団の詳細な研究のための新しいウィンドウを開きます。
銀河の加速度のグラフ化II：太陽の近くで加速度を「学ぶ」方法
| Title |
Charting_galactic_accelerations_II:_how_to_'learn'_accelerations_in_the_solar_neighbourhood |
| Authors |
Aneesh_P._Naik,_Jin_An,_Clare_Burrage,_N._Wyn_Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07657 |
分布関数がわかれば、無衝突ボルツマン方程式から重力加速度場を推定できます。これは、星の位置と速度のデータセットからの流れを正規化する方法を介して構築できます。ここでは、この手法を太陽近傍に適用することを検討します。平衡天の川円盤の星の種族を表す、複数の「準等温」分布関数の線形重ね合わせから模擬データを構築します。太陽から1kpc以内に100万個の星が含まれる模擬データセットが与えられた場合、現実的なエラーや視線速度の欠落があっても、基礎となる加速度フィールドを優れたサブパーセントレベルの精度で測定できることを示します。不均衡の影響により、推定される加速場にバイアスが生じる可能性があります。これは、学習した分布関数から簡単かつクリーンに抽出できる位相空間スパイラルの存在によって診断できます。局所加速度場を見つける他の2つの一般的な方法（ジーンズ分析と1D分布関数フィッティング）との比較を実行します。特に不均衡が存在する場合に、特定のモックデータセットから加速度を最も正確に測定する方法を示します。
ブラックホール（BH）の影は、超放射の不安定性の現象を介して、超軽量粒子の形で新しい物理学を精査するために使用できます。超放射は、BHの質量とスピンに直接影響を与えることにより、BHシャドウの時間発展につながる可能性がありますが、現実的な観測タイムスケールでは超長基線干渉法（VLBI）では観測できないと主張されています。ガス降着と重力波（GW）放出の競合効果を含む、超放射によって誘発されるBHシャドウの進化を再検討し、複数の超軽量種の存在を予測する現実的な新しい物理シナリオをモデル化するための最初のステップとして、システムを研究します。2つの超軽量ボソンの存在下で、それらの組み合わせた効果は、影の進化のタイムスケールを減らすのに役立つ可能性があります。付着とGW放出が結果に与える役割はごくわずかであり（以前の簡略化された分析を正当化する）、直感に反して、追加の超軽量ボソンを含めてもBHシャドウの進化のタイムスケールが短縮されず、検出の見通しが向上することがわかります。ただし、超放射によって誘発されるBHシャドウの進化のタイムスケールの観測的に意味のある定義に関する重要な微妙な点を指摘します。これにより、後者は約1桁減少し、今後のVLBIで超放射によって誘発されるBHシャドウの進化を観測する可能性が広がります。アレイは、$\mu{\rmas}$レベルのすぐ下の角度分解能に到達できます。具体的な例として、SgrA$^*$の影の角度サイズが$16$年という短い期間で、最大$0.6\、\mu{\rmas}$変化する可能性があることを示します。これにより、次世代VLBIアレイでSgrA$^*$の影をターゲットにする科学的事例。
乱流星間物質における宇宙線のストリーミング
GeV-100GeV宇宙線（CR）のストリーミング不安定性と、乱流星間物質（ISM）におけるその減衰を研究します。ストリーミング不安定性の減衰は、弱電離分子雲でのイオン中性衝突減衰、高度に電離した温かい媒体での乱流減衰、銀河ハローでの非線形ランダウ減衰によって支配されることがわかります。銀河ハローでのみ、CRのストリーミング速度はAlfv\'{e}n速度に近くなります。Alfv\'{e}nic乱流は、ストリーミングの不安定性の抑制と、磁力線のふらつきによるストリーミングCRの拡散の調整の両方で重要な役割を果たし、Alfv\'によって決定されるオブザーバーフレーム内のストリーミングCRの有効平均自由行程を示します。{e}超Alfv\'{e}nic乱流におけるnicスケール。結果として得られる拡散係数は、多相ISMで広範囲の値を持つAlfv\'{e}nマッハ数に敏感です。Super-Alfv\'{e}nic乱流は、支配的な減衰メカニズムに関係なく、ストリーミングCRの追加の閉じ込めに寄与します。
シンクロトン-セルフコンプトンスペクトルの分析モデリング：GRB190114Cへの適用
初期のガンマ線バースト（GRB）の残光からのTeV放出の観測により、低エネルギーシンクロトロンの逆コンプトン（IC）上方散乱が長い間求められていたことが明らかになりました。しかし、シンクロトロン-セルフ-コンプトン（SSC）スペクトルを簡単に解釈できるという長い間期待されていたものは実現しなかったことが判明しました。TeV放射はクライン・仁科（KN）レジームにあり、単純なトムソンレジームのSSCスペクトルが変更されているため、シーンが複雑になっています。ここでは、Nakaretal。に基づいた方法論について説明します。2009年、観測されたスペクトルの分析的近似を取得し、放出領域の状態を推測します。方法論は一般的であり、そのようなソースで使用できます。テストケースとして、GRB190114Cの観測に適用します。分析SSCスペクトルを使用してモデルパラメータをフィッティングする手順には、いくつかの一般的な問題があることがわかります。ただし、同時に、スペクトルを形成する条件についての有用な洞察を便利に提供します。標準のKN近似に補正を導入すると、最適なソリューションは、詳細な数値シミュレーションで見つかったソリューションと一致します。数値解析と同様に、データに適切な近似を提供し、磁場とバルクローレンツ因子の間でおよそ$B\propto\Gamma^{-3}$を満たすソリューションのファミリーを見つけ、暫定的なものを提供します。なぜそのような家族が生まれるのか説明。
サブチャンドラセカール質量白色矮星爆発に対する核反応速度の不確実性の影響
| Title |
Impacts_of_Nuclear_Reaction_Rate_Uncertainties_on_Sub-Chandrasekhar-Mass_White_Dwarf_Detonations |
| Authors |
Thomas_Fitzpatrick_and_Ken_J._Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06951 |
Ia型超新星（SNIa）の前駆体の正確な性質は謎のままですが、チャンドラセカール限界以下の白色矮星（WD）の爆発は有望な候補になっています。サブチャンドラセカール質量WDの炭素コア爆発は、中心付近の内向きの衝撃収束または直接エッジライトのいずれかを介して、コンパニオンWDから蓄積されたヘリウムシェルの爆発によってトリガーできることを示唆する研究が増えています。爆発。この「二重爆轟」SNIaは、小さなヘリウムシェルによって引き起こされる可能性があるため、裸の炭素-酸素白色矮星（C/OWD）の爆轟によってよく近似されます。実験的および理論的に決定された核反応速度の不確実性がチャンドラセカール限界以下の質量WDの爆発における元素合成に及ぼす影響はまだ十分に調査されていません。核反応速度の不確実性に対するこのモデルの感度を調査して、これらの現象から生じる核合成収量をより適切に抑制し、不確実性が元素合成に最も重要な影響を与える核反応速度を特定します。化学的存在量、特に鉄族元素の存在量は、これらの核反応速度の不確実性に比較的鈍感であることがわかります。
Gravelamps：重力波レンズ質量プロファイルモデルの選択
レンズオブジェクトの質量密度プロファイルを制約するために、レンズ重力波信号を分析するように設計されたパッケージGravelampsを紹介します。Gravelampsは、レンズとソースの両方のパラメーターの推定を可能にするbilbyのフレームワークを使用したパラメーター推定を介してこれを行います。このパッケージは、マイクロレンズとマクロレンズの両方のケースを研究するために使用できます。レンズの質量分布は、それぞれ点質量と拡張質量密度プロファイルによって記述されます。ユーザーは、全波光学系と近似幾何光学を簡単かつ自由に切り替えることができます。これらの各ケースに適用される光学の説明。Gravelampsのパフォーマンスは、マイクロレンズとマクロレンズの両方のイベントのシミュレーション分析によって示され、パラメーター推定とモデル選択の両方の機能を示しています。パッケージの有用性をさらに実証するために、実際の重力波イベントGW170809をGravelampsを使用して分析しました。このイベントは、以前に公開された結果と一致して、レンズ仮説を支持する強力な証拠をもたらさないことがわかりました。
マグネター風における高速電波バーストのフィラメント化
マグネターは、高速電波バースト（FRB）の最も有望な前駆細胞です。マグネター風を伝播する強力なFRB電波は、変調/線維化の不安定性などの非線形効果の影響を受けます。ペアプラズマでは、ポンデロモーティブ力が粒子を放射強度が強化された領域の外側に押し出すため、波の強度の空間変調が指数関数的に増加します。次に、これらの領域でプラズマの屈折率が増加し、放射強度をさらに高める収束レンズが作成されます。磁気が支配的なプラズマでは、ポンデロモーティブ力が主に力線に沿って粒子を押すため、FRBの放射強度は、風の磁場の方向に垂直なシートを発達させます。放射線シートは、回折により最終的に散乱します。FRB散乱のタイムスケールは、マグネター風の特性に依存します。冷たい風では、典型的な散乱タイムスケールは$\tau_{\rmsc}\sim{\rm\;です。\mus-ms}$周波数$\nu\sim1{\rm\;GHz}$。散乱タイムスケールは、スケーリング$\tau_{\rmsc}\propto\nu^{-2}$とともに、低周波数で増加します。FRB181112の最も明るいパルスの周波数依存の広がりは、このスケーリングと一致しています。パルスの散乱タイムスケールから、風のローレンツ因子は数十よりも大きいと推定できます。暖かい風では、散乱のタイムスケールは$\tau_{\rmsc}\sim{\rm\;に近づく可能性があります。ns}$。次に、散乱により、広い帯域幅で観測された強度の周波数変調が生成されます。$\Delta\nu\sim1/\tau_{\rmsc}\gtrsim100{\rm\;MHz}$。FRBで観測された広帯域周波数変調は、暖かいマグネター風の散乱が原因である可能性があります。
高速電波バーストを放出するマグネターSGR1935 + 2154-ハッブル宇宙望遠鏡の長期モニタリングによる固有運動と変動性
| Title |
The_Fast_Radio_Burst-emitting_magnetar_SGR_1935+2154_--_proper_motion_and_variability_from_long-term_Hubble_Space_Telescope_monitoring |
| Authors |
J._D._Lyman,_A._J._Levan,_K._Wiersema,_C._Kouveliotou,_A._A._Chrimes,_A._S._Fruchter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07023 |
最初のHST観測から約6年後、発生源からの放射のような高速電波バーストの発見から1年後、2021年6月からのマグネターSGR1935+2154の深部ハッブル宇宙望遠鏡近赤外線（NIR）観測を紹介します。例外的な高周波活動の期間。バースト期間中に直接取得されたわけではありませんが、対応するものは、F140W（AB）=$24.65\pm0.02$magの以前のエポックで見られたものよりも約1.5から2.5明るいです。1つの軌道の過程で（つまり、分時間のタイムスケールで）NIRの対応物の有意な変動は検出されず、同時X線観測はSGR1935+2154が静止レベルにあることを示しています。カウンターパートの最初の識別から6年のタイムベースラインで、ソースの固有運動に厳しい制限を課し、測定された固有運動は${\mu}=3.1\pm1.5$mas/yrです。固有運動の方向は、SNRG57.2+08の幾何学的中心に非常に近いSGR1935+2154の原点を示しており、それらの関連性をさらに強化しています。$6.6\pm0.7$kpcの採用距離では、対応する接線方向の空間速度は${\nu_T}=97\pm48$km/s（銀河の回転差と特異な太陽運動を補正）ですが、正式な統計的決定は観測のエポックが少ないために危険にさらされます。現在の速度推定では、パルサーのキック分布の下限に配置され、既知の最も低いマグネターキックの1つになっています。利用可能な少数のマグネターキックの制約を照合すると、マグネターキックの分布とはるかに大きなパルサーキックのサンプルとの間に完全な一貫性が見られます。
南極インパルス過渡アンテナ（ANITA）の4回目の飛行によって観測されたホライゾンに近いエアシャワーイベントのタウニュートリノ起源の分析
| Title |
Analysis_of_a_Tau_Neutrino_Origin_for_the_Near-Horizon_Air_Shower_Events_Observed_by_the_Fourth_Flight_of_the_Antarctic_Impulsive_Transient_Antenna_(ANITA) |
| Authors |
R._Prechelt,_S._A._Wissel,_A._Romero-Wolf,_C._Burch,_P._W._Gorham,_P._Allison,_J._Alvarez-Mu\~niz,_O._Banerjee,_L._Batten,_J._J._Beatty,_K._Belov,_D._Z._Besson,_W._R._Binns,_V._Bugaev,_P._Cao,_W._Carvalho_Jr.,_C._H._Chen,_P._Chen,_Y._Chen,_J._M._Clem,_A._Connolly,_L._Cremonesi,_B._Dailey,_C._Deaconu,_P._F._Dowkontt,_B._D._Fox,_J._W._H._Gordon,_C._Hast,_B._Hill,_S._Y._Hsu,_J._J._Huang,_K._Hughes,_R._Hupe,_M._H._Israel,_K._M._Liewer,_T._C._Liu,_A._B._Ludwig,_L._Macchiarulo,_S._Matsuno,_K._McBride,_C._Miki,_K._Mulrey,_J._Nam,_C._Naudet,_R._J._Nichol,_A._Novikov,_E._Oberla,_S._Prohira,_B._F._Rauch,_J._Ripa,_J._M._Roberts,_B._Rotter,_J._W._Russell,_D._Saltzberg,_D._Seckel,_H._Schoorlemmer,_J._Shiao,_S._Stafford,_J._Stockham,_M._Stockham,_B._Strutt,_M._S._Sutherland,_G._S._Varner,_A._G._Vieregg,_N._Wang,_S._H._Wang,_E._Zas,_A._Zeolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07069 |
$\tau$-レプトンによって誘発された空気シャワーを介して検出された可能性のある$\nu_\tau$点光源フラックスに対する南極インパルス過渡アンテナ（ANITA）の感度を詳細に調査します。この調査は、ANITA-IVで見られる地平線に非常に近い4つの上向きの大規模なエアシャワーイベントの観測を中心に構成されています。これらの4つの今後のイベントは、スペクトル特性と空の観測位置の両方で、地球スキミング$\nu_\tau$からの$\tau$によって誘発されたEASと観測的に矛盾していないことがわかります。これらの4つのイベント、および地球スキミング$\nu_\tau$への全体的な拡散および点光源の曝露も、ピエールオージェ天文台から公開されている超高エネルギーニュートリノ限界と比較されます。これらの4つのイベントはいずれも、オージェが同時に見ることができる空の場所では発生しませんでしたが、ANITAがこれらのイベントを観測するために必要な暗黙のフルエンスは、幅広いエネルギーにわたってオージェによって設定された制限で強い緊張状態にあり、さらにANITAのアスカリャンの内部と緊張関係にあります。$10^{19}$eVを超える氷ニュートリノチャネル。最後に、これらの地平線に近いイベントのシミュレーションと分析に関する技術的な課題のいくつかと、将来の天文台が同様のイベントを観測する可能性について説明します。
セイファート1.5銀河ESO362-G18における軟X線過剰の起源
セイファート1.5銀河ESO362-G18をレビューして、軟X線過剰の原因を調査します。ウォームコロナモデルと相対論的反射モデルは、現在AGNの軟X線過剰を解釈するための2つの主要なシナリオです。2016年9月24日のXMM-NewtonとNuSTARの同時X線観測データを使用して、2段階のスペクトル解析を行います。まず、ウォームコロナモデルと相対論的反射モデルを使用して、時間平均スペクトルを分析します。さらに、Hybridモデル、DoubleReflectionモデル、DoubleWarmCoronaモデルについても説明します。ウォームコロナモデルと相対論的反射モデルはどちらも時間平均スペクトルを適切に解釈できますが、時間平均スペクトル適合統計に基づいて簡単に区別することはできません。次に、RMSスペクトルと共分散スペクトルを追加して、時間平均スペクトルを使用したスペクトル分析を実行します。結果は、暖かいコロナがこれらのスペクトルのすべてをうまく再現できることを示しています。熱くて光学的な薄いコロナと中性の遠方反射は、時間周波数とともにそれらの寄与を増加させます。つまり、X線連続体の原因となるコロナは内側のコンパクトなX線領域から来ており、中性の遠方反射はある程度のスケールで作られています。中性の塊。
クラスター間フィラメントインターフェースでのAbell3395のNuSTAR、XMM-Newton、およびSuzakuビュー
| Title |
The_NuSTAR,_XMM-Newton,_and_Suzaku_view_of_Abell_3395_at_the_intercluster_filament_interface |
| Authors |
Aysegul_Tumer,_Daniel_R._Wik,_Massimo_Gaspari,_Hiroki_Akamatsu,_Niels_J._Westergaard,_Francesco_Tombesi,_and_E._Nihal_Ercan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07105 |
銀河団は、宇宙で最大のガラス化された天体です。これらのオブジェクトの合併は、宇宙で最もエネルギッシュなイベントであるため、ガスを加熱し、まだ理解されていない方法で非熱現象を加速する衝撃と乱流を駆動します。これらは本質的に興味深いものです。銀河団Abell3395は、2つのサブクラスターを含む初期段階の合併であり、クラスター間フィラメントを介してAbell3391にも接続されています。この論文では、Abell3395とクラスター間フィラメントの関係を、NuSTAR、XMM-Newton、およびSuzakuのデータを使用して調査します。NuSTAR観測は散乱光によって適度に汚染されているため、このバックグラウンドを銀河団ガスの放出から解きほぐすために開発された新しい手法を紹介します。以前考えられていたように、クラスターとクラスター間フィラメントの界面には、加熱されたプラズマの兆候が見られないことがわかります。この境界面は低温、高密度、低エントロピーであるため、合併の初期段階で発生した乱流または潮汐の「天候」によって強化され、ガスが冷却されていることをお勧めします。さらに、NuSTARデータからの温度結果は、XMM-Newtonの結果と一致しており、1シグマ以内に約25％の散乱光汚染がある領域のNuSTARとXMM-Newtonの共同分析です。銀河団ガスの温度制約は、データが最大5keVのクラスター放出で最大25％汚染されている場合でも有効であることを示しています。
符号化開口マスクとコンプトン望遠鏡を組み合わせたMeVSkyの探索：符号化開口マスクコンプトン望遠鏡（GECCO）を備えた銀河探検家
| Title |
Exploring_the_MeV_Sky_with_a_Combined_Coded_Mask_and_Compton_Telescope:_The_Galactic_Explorer_with_a_Coded_Aperture_Mask_Compton_Telescope_(GECCO) |
| Authors |
Elena_Orlando,_Eugenio_Bottacini,_Alexander_Moiseev,_Arash_Bodaghee,_Werner_Collmar,_Torsten_Ensslin,_Igor_V._Moskalenko,_Michela_Negro,_Stefano_Profumo,_Matthew_G._Baring,_Aleksey_Bolotnikov,_Nicholas_Cannady,_Gabriella_A._Carini,_Seth_Digel,_Isabelle_A._Grenier,_Alice_K._Harding,_Dieter_Hartmann,_Sven_Herrmann,_Matthew_Kerr,_Roman_Krivonos,_Philippe_Laurent,_Francesco_Longo,_Aldo_Morselli,_Makoto_Sasaki,_Peter_Shawhan,_Gerry_Skinner,_Lucas_D._Smith,_Floyd_W._Stecker,_Andrew_Strong,_Steven_Sturner,_David_J._Thompson,_John_A._Tomsick,_Zorawar_Wadiasingh,_Richard_S._Woolf,_Eric_Yates,_Andreas_Zoglauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07190 |
MeVエネルギーの空は、現在十分に探索されていません。ここでは、革新的なミッションコンセプトを紹介し、コード化マスクとコンプトン望遠鏡を組み合わせる科学的動機について概説します。コード化開口マスクコンプトン望遠鏡（GECCO）を備えた銀河エクスプローラーは、硬X線および軟ガンマ線エネルギーをカバーする次世代望遠鏡の新しいコンセプトです。MeVエネルギー範囲の観測ギャップを埋めるこのアプローチの可能性と重要性が提示されます。コード化マスク望遠鏡の前例のない角度分解能と高感度のコンプトン望遠鏡を組み合わせることで、GECCOなどのミッションは、最終的に、真に拡散した放射から離散光源を解きほぐし、ガンマ線銀河中心過剰とフェルミバブルの起源を明らかにします。低エネルギー宇宙線の特性と銀河内でのそれらの伝播を明らかにします。個々の銀河系および銀河系外の発生源が検出され、発生源の母集団の研究も可能になります。核線と消滅線は、星形成と銀河の進化における低エネルギー宇宙線の役割、511keV陽電子線の起源、基本的な物理学、および化学的濃縮に対処して、連続放出と発生源から空間的およびスペクトル的に分解されます。銀河系で。また、爆発性の一時的なガンマ線源を検出し、マルチメッセンジャーのコンテキストで重力波とニュートリノを生成する天体物理学的オブジェクトを識別して研究できるようにします。GECCOのミッションは、2020年の天文学と天体物理学に関する10年間の報告書で強調されている、「新しいメッセンジャーと新しい物理学」と「銀河成長の推進力の解明」の分野に不可欠な貢献を提供します。
ガンマ線バーストの陽子シンクロトロンモデルにおけるBethe-Heitlerシグネチャ
| Title |
Bethe-Heitler_signature_in_proton_synchrotron_models_for_gamma-ray_bursts |
| Authors |
Damien_B\'egu\'e,_Filip_Samuelsson_and_Asaf_Pe'er |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07231 |
ガンマ線バースト（GRB）での即発放出の陽子シンクロトロンモデルに対するBethe-Heitler（BeHe）対生成の影響を研究します。モデルの可能なパラメータ空間は、二次BeHeペアからのシンクロトロン放射を考慮することによって制約されます。関心のある2つのレジームが見つかります。1）バルクローレンツ因子が高く、半径が大きく、光度が低い場合、陽子シンクロトロン放射が支配的であり、観測結果と一致するスペクトルを生成します。このパラメータ空間の一部では、BeHeペアのシンクロトロン放射によってサブドミナント（MeVバンド）のべき乗則が作成されます。このべき乗則は、数十または数百MeVまで拡張されます。このような特徴は、陽子シンクロトロンモデルでは当然の予想であり、MAGIC天文台によって最近観測されたGRB190114Cを含む一部のGRBで見られます。2）バルクローレンツ因子が低く、半径が小さく、光度が高い場合、BeHe冷却が支配的です。スペクトルは、観測と互換性のない、GBM/Swiftエネルギーウィンドウ全体に広がるスペクトルインデックス$\alpha=-3/2$の単一のべき乗則の形状を実現します。私たちの理論的結果は、陽子シンクロトロンモデルを装ってGRBのスペクトル分析をさらに制約するために使用できます。
| Title |
A_Search_for_Millilensing_Gamma-Ray_Bursts_in_the_Observations_of_Fermi_GBM |
| Authors |
Shi-Jie_Lin,_An_Li,_He_Gao,_Lin_Lin,_Bin-Bin_Zhang,_Zi-Ke_Liu,_Jin-Hang_Zou,_Zhao_Zhang,_Huan_Zhou,_Zheng-Xiang_Li,_and_Lin_Lan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07288 |
ガンマ線バースト（GRB）のミリレンシングは、同様の光度曲線パターンと同様のスペクトル特性を持つ単一のトリガーされたGRBでの複数の放出エピソードとして現れると予想されます。そのようなレンズ付きGRBを特定することは、コンパクトな暗黒物質の存在量に対する制約を改善するのに役立つ可能性があります。ここでは、2021年4月までに\textit{Fermi}GBMによって観測された3000個のGRB間のミリレンズの体系的な検索を示します。最終的に、サンプル全体に対して自己相関テスト、硬度テスト、および時間積分/分解スペクトルテストを実行することにより、4つの興味深い候補が見つかります。GRB081126AおよびGRB090717Aは、時間分析とスペクトル分析の両方で優れたパフォーマンスを発揮することから、ファーストクラスの候補としてランク付けされています。GRB081122AおよびGRB110517Bは、主に2つの発光エピソードが時間分解スペクトルの一部または時間積分スペクトルで明らかな偏差を示しているため、2番目のクラスの候補（疑わしい候補）としてランク付けされています。重力レンズの点質量モデルを考慮すると、質量$M_{\rmL}\sim10^{6}M_{\odot}$のレンズオブジェクトの密度パラメーターが$1.5\times10^{-より大きいことが示唆されます。3}$。
MS 1455.0 + 2232のMeerKAT-meets-LOFAR研究：スロッシングクールコアクラスター内の590キロパーセクの「ミニ」ハロー
| Title |
A_MeerKAT-meets-LOFAR_Study_of_MS_1455.0+2232:_A_590_kiloparsec_'Mini'-Halo_in_a_Sloshing_Cool-Core_Cluster |
| Authors |
C._J._Riseley,_K._Rajpurohit,_F._Loi,_A._Botteon,_R._Timmerman,_N._Biava,_A._Bonafede,_E._Bonnassieux,_G._Brunetti,_T._En{\ss}lin,_G._Di_Gennaro,_A._Ignesti,_T._Shimwell,_C._Stuardi,_T._Vernstrom,_R._J._van_Weeren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07364 |
電波ミニハロは、主に緩和されたクラスター内の数百キロパーセクのスケールで磁場と相対論的電子の存在を追跡する、よく理解されていないクラスの適度に拡張された拡散電波源です。現在までに確認された検出は比較的少なく、多くの質問が未解決のままです。この論文は、均一に選択されたミニハロー国勢調査からの最初の結果である、1283MHzのMeerKATと145MHzのLOFARで実行された銀河団MS1455.0$+$2232の新しい電波観測を提示します。MS1455.0$+$2232のミニハローは1283MHzで約590kpcに拡張され、以前に考えられていたよりも大幅に大きく、通常よりもフラットなスペクトルインデックス（$\alpha=-0.97\pm0.05$）を持っていることがわかります。期待される。私たちのX線分析は、銀河団ガスの大規模（$\sim254$kpc）スロッシングスパイラルを明確に示しています。ポイントツーポイント分析を実行し、電波とX線の表面輝度の間に密接な単一の相関関係があることを確認します。これは、銀河団ガスの熱成分と非熱成分の間に強い関連があることを示しています。逆に、スペクトルインデックス/X線表面輝度平面では、スロッシングスパイラルの内側と外側の領域が異なる相関関係に従うことがわかります。このミニハローには、複数のサブコンポーネントの説得力のある証拠が初めて見つかりました。乱流（再）加速とハドロンの両方のシナリオで、MS1455.0$+$2232のミニハローのいくつかの観測された特性を説明できますが、どちらのシナリオでも、分析によって提示されたすべての証拠を説明することはできません。
X線スペクトルを使用したAGNトーラスの形態の推測：信頼性研究
活動銀河核（AGN）のトーラスによって再処理された放射をモデル化するために、UXCLUMPY、CTORUS、MYTORUSなどの多数のX線スペクトルモデルが開発されています。それらは、想定されるトーラスの形状と形態の範囲にまたがっています。滑らかなガス分布を示すものもあれば、雲の分布を示すものもあります。現在利用可能なデータの品質を考えると、冠状べき乗則の光子指数やAGNトーラスの形態を決定するパラメーターなどの特定のモデルパラメーターは、モデルの縮退のために十分に制約されていない可能性があります。この作業では、パラメータの回復とXMM-NewtonおよびNuSTARスペクトルデータを使用してトーラスの形態を識別する能力の観点から、これらのモデルの信頼性をテストします。トーラスの6つのX線スペクトルモデルの下で、コンプトン厚のAGNのX線スペクトルの広範なシミュレーションを実行します。ベイズ法を使用して、モデルパラメータ間の縮退を調査し、モデルを区別し、使用する機器に対するパラメータ制約の依存性を判断します。近くのコンプトン厚AGNの典型的な露出時間とフラックスの場合、ここで使用されるモデル全体のいくつかのパラメータは、適用されたモデルが正しい。また、ベイズの証拠値は、十分なエネルギーカバレッジがあり、オブジェクトの固有フラックスが機器の組み合わせと検討対象のモデルによって決定される特定の値を上回っている場合にのみ、正しいモデルと間違ったモデルを確実に区別できることがわかります。
星状相キロノバの定常状態の妥当性について
キロノバ（KN）として知られる二元中性子星（BNS）の合併後の放射能を動力源とする過渡現象は、合併の数日後に定常状態の中性子相に入ると予想されます。定常状態は、熱再処理の時間スケールが長くなるまで保持されます。長くなると、温度とイオン化状態を時間依存的に変化させる必要があります。非局所熱力学的平衡（NLTE）スペクトル合成コードSUMOを使用して、時間依存効果の開始と重要性を研究します。Te、Ce、Pt、Thの元素組成を持ち、それぞれの太陽の存在量に合わせてスケーリングされた単純なシングルゾーンモデルを採用しています。原子データは、FlexibleAtomicCode（FAC）を使用して生成され、エネルギーレベルと高度に禁止された線を含む放射遷移で構成されます。合併後5日から100日までのKNの進化を調査し、噴出物の質量と速度を変化させます。また、電子磁場トラップの程度の変動、およびアルファ崩壊とベータ崩壊の放射能生成についても検討します（ただし、核分裂生成物は省略します）。遷移時間と定常状態の偏差の大きさは、これらのパラメーターに非常に敏感であることがわかります。典型的なKN噴出物の場合、調査した時間枠内での偏差はわずかです。ただし、低エネルギーの堆積を伴う低密度の噴出物は、$\sim10$日とは大きな違いを示します。イオン化構造ソリューションの重要な偏差は、ライン全体の冷却を変更することによって温度に影響を与えます。断熱冷却は$t\geq60$日で重要になります。これは、温度とイオン化の影響に加えて、蓄積された瞬間的な放射能から逸脱したボロメータ光度曲線につながります。
ローカライズされた高速電波バーストの分析に対する選択バイアスの影響
| Title |
The_Effects_of_Selection_Biases_on_the_Analysis_of_Localised_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Jerome_Seebeck,_Vikram_Ravi,_Liam_Connor,_Casey_Law,_Dana_Simard,_Bade_Uzgil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07639 |
銀河系外の高速電波バースト（FRB）を放出する物体は未確認のままです。正確にローカライズされた（$\lesssim1$arcsec）FRBのホスト銀河と環境の研究は、それらの前駆体の性質への重要な洞察を提供することを約束します。ここでは、FRBホスト銀河の特性（星形成率、SFR、星の質量、$M_{*}$を含む）の分布の分析、およびFRBオフセットの分布に対する観測選択バイアスの影響を示します。彼らのホストの中心。分散測定値と散乱タイムスケールが大きいFRBが検出される可能性が低い「電波選択」の効果と、ホスト銀河が暗いFRBが未確認または誤認される可能性が高い「光学選択」の効果を検討します。識別されたホスト。半解析的銀河形成モデルの出力カタログを最近開発されたアルゴリズムと組み合わせてFRBをホスト銀河（PATH）に関連付けることにより、FRBとそのホスト銀河の観測におけるこれらの影響のもっともらしい例示的なモデルを開発します。光学的選択バイアスがホスト銀河の$M_{*}$およびSFR分布にとって最も重要であり、無線選択バイアスがFRB投影物理オフセットの分布にとって最も重要であることがわかります。$z<0.5$でのFRBの基準シミュレーションでは、選択バイアスにより、ホスト銀河SFRの中央値が$\sim0.3$dex増加し、$M_{*}$の中央値が$\sim0.5増加します。$dex。予測される物理オフセットの中央値は、$\sim2$kpc（$\sim0.25$dex）増加します。これらの影響は、ローカライズされたFRBの研究で慎重に検討する価値があるほど十分に大きく、シミュレーションはそれらの軽減に向けたガイドを提供します。
| Title |
INTEGRAL_Results_on_Gamma-Ray_Bursts_and_Polarization_of_Hard_X-ray_Sources |
| Authors |
D_Gotz,_C._Gouiffes,_J._Rodriguez,_P._Laurent,_E._Jourdain,_J.P._Roques,_S._Mereghetti,_S._Lutovinonv,_V._Savchenko,_L._Hanlon,_A._Martin-Carrillo,_P._Moran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07644 |
この論文では、最初に、ガンマ線バースト（GRB）の領域でINTEGRALミッションによって得られた結果を確認します。これは、IBISフィールド内で検出されたGRBに対してほぼリアルタイムのアラートを配信できるINTEGRALバーストアラートシステムのおかげです。ビューの。これまでに120を超えるGRBが検出されており、ここにそれらの特性を要約します。このレビューの第2部では、GRBと銀河コンパクトオブジェクトでIBISとSPIによって得られた偏光測定結果に焦点を当てます。
GWTC-3ブラックホール連星の合併による時空次元の数の制約
| Title |
Constraining_the_number_of_spacetime_dimensions_from_GWTC-3_binary_black_hole_mergers |
| Authors |
Ignacio_Magana_Hernandez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07650 |
追加の非コンパクトな時空間次元を可能にする修正重力モデルでは、重力波からのエネルギーがこれらの余分な時空間次元に漏れ、観測された重力波の振幅の減少につながる可能性があり、したがって、推定される光度の潜在的な系統の源になります重力波源までの距離。連星ブラックホール（BBH）の併合は標準的なサイレンであるため、対不安定型超新星（PISNe）の質量ギャップとその予測される特徴を使用して、質量スケールを決定し、質量赤方偏移の縮退を打破することができます。最近リリースされたGWTC-3カタログからのBBH観測を使用して、BBH母集団と重力漏れモデルからの追加時空次元パラメーターを同時に適合させます。時空次元の数に制約を設定し、$68\％$C.Lで$D=3.95^{+0.09}_{-0.07}$であることがわかります。スクリーニングスケールに依存しないモデルの場合、GWTC-3制約は、GW170817およびその電磁的対応物から設定されたものと同じくらい競争力があることがわかります。重力が特定のスクリーニングスケール$R_c$を下回るモデルの場合、$D=4.23^{+1.50}_{-0.57}$および$\log_{10}R_c/{\rmMpc}=4.14^{+0.55}_{-0.86}$、遷移の急勾配$\log_{10}n=0.86^{+0.73}_{-0.84}$は、最初は宇宙論的な距離でBBH集団と共同で制約されます。。これらの制約は、重力波が$D=3+1$時空次元で伝播する一般相対性理論（GR）と一致しています。BBH集団を使用して、標準的な宇宙モデルへの変更を調査すると、電磁情報に依存せず、純粋に重力波観測に依存するGRの独立したテストが提供されます。
| Title |
GeV_Signature_of_Short_Gamma-Ray_Bursts_in_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Chengchao_Yuan,_Kohta_Murase,_Dafne_Guetta,_Asaf_Pe'er,_Imre_Bartos,_and_P\'eter_M\'esz\'aros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07653 |
重力波とバイナリ中性子星合体イベントのガンマ線対応物であるGW170817の共同検出は、短いガンマ線バーストとコンパクトなバイナリオブジェクト（CBO）合体の間の接続を明確に検証します。CBO合併によって生成された短いガンマ線バーストが活動銀河核（AGN）のディスクに埋め込まれる特別なシナリオに焦点を当て、シンクロトロン、シンクロトロン自己を介して内部散逸領域で生成された$\gamma$線放出を調査します。-コンプトンおよび外部逆コンプトン（EIC）プロセス。このシナリオでは、AGNディスクからの等方性熱光子がEICコンポーネントに寄与します。移行トラップに低密度の空洞を形成し、埋め込まれた合併によってGRBジェットを成功させることができることを示します。EICコンポーネントは、$L_{j、\rmiso}=10^{48.5}〜\rmerg〜s^{-1}$の等方性等価光度を持つ典型的なCBO合併のGeV放出を支配することがわかります。中央の超大質量ブラックホールの近くにあります。持続時間$T_{\rmdur}\sim10^2-10^3$sの長続きするジェットを考慮すると、将来のCTAは赤方偏移$zへの$25-100$GeV放出を検出できることがわかります。=1.0$。楽観的なケースでは、MAGIC、H.E.S.S.、VERITAS、CTA、およびLHAASO-WCDAを使用して、10年以内にGWと同時に軸上の拡張放出を検出することが可能です。$Fermi$-GBMとHAWCによる迅速な放出の早期診断は、追跡観測のための貴重な方向性情報を提供することができます。
（HEALPix）範囲のホーム：マルチメッセンジャー天文学ブローカー向けのリレーショナルデータベースにおける高速全天幾何学と画像演算
| Title |
Home_on_the_(HEALPix)_Range:_Fast_All-Sky_Geometry_and_Image_Arithmetic_in_a_Relational_Database_for_Multi-Messenger_Astronomy_Brokers |
| Authors |
Leo_P._Singer,_B._Parazin,_Michael_W._Coughlin,_Joshua_S._Bloom,_Arien_Crellin-Quick,_Daniel_A._Goldstein,_St\'efan_van_der_Walt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06947 |
重力波、高エネルギーニュートリノ、およびガンマ線バーストイベントに対応する電磁的なものを効率的に検索するには、データベース内の画像演算およびジオメトリセット操作を迅速に処理して、銀河カタログ、観測フットプリント、および全天画像を照合する必要があります。ここでは、HEALPixAlchemyを紹介します。これは、高速な全天ジオメトリ計算を可能にする一連のメソッドのオープンソースの純粋なPython実装です。HEALPixAlchemyは、HEALPixに基づいて構築されています。これは、天文データベースで広く使用されている空間インデックス戦略であり、LIGO-Virgo-KAGRA重力波空ローカリゼーションマップのネイティブ形式でもあります。私たちのアプローチは、PostgreSQL14データベースエンジンに組み込まれた新しいマルチレンジタイプを活用しています。これにより、確率的なマルチメッセンジャーイベントのローカリゼーションと望遠鏡の調査フットプリントに対する全天の高速クエリが可能になります。「イベントの90％の信頼できる領域内に含まれる銀河は何ですか？」などの質問。および「イベントを含む可能性が最も高い観測フットプリント内のフィールドのランク付けされたリストは何ですか？」サーバー側のデータベース拡張機能を使用せずに、既製のクラウド管理データベース実装を使用して、コモディティハードウェアで数秒未満で実行できます。一般的なクエリは、望遠鏡のポインティングの数にほぼ比例してスケーリングします。フィールドの数が数百または数千に増えるにつれて、HEALPixAlchemyは他の実装よりも桁違いに高速になります。HEALPixAlchemyは現在、SkyPortal内の空間ジオメトリエンジンとして使用されています。これは、フリッツと呼ばれる掃天観測施設の一時的な元帥の基盤を形成します。
| Title |
Estimation_of_Photometric_Redshifts._II._Identification_of_Out-of-Distribution_Data_with_Neural_Networks |
| Authors |
Joongoo_Lee,_Min-Su_Shin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07104 |
この研究では、銀河の測光赤方偏移推定と分布外（OOD）オブジェクトの検出の両方のためのニューラルネットワークの3段階トレーニングアプローチを提案します。私たちのアプローチは、教師あり学習と教師なし学習で構成されており、ネットワークのトレーニングでOOD検出にラベルなし（UL）データを使用できます。実世界のデータに最も類似したデータセットであるULデータを使用することで、実際にトレーニングされたモデルを確実に使用できます。分布内（ID）銀河と、星やクエーサーなどのラベル付きOOD（LOOD）サンプルを使用して、測光赤方偏移推定とOOD検出のモデルパフォーマンスを定量的に評価します。私たちのモデルは、IDサンプルの分光学的赤方偏移と一致する測光赤方偏移を正常に生成し、98％以上の精度でLOODオブジェクトを適切に識別します。ラベルと分光学的赤方偏移がないため、ULサンプルを使用した定量的評価は実用的ではありませんが、IDのようなULサンプルの妥当な測光赤方偏移を推定し、OODのようなULオブジェクトをフィルタリングすることもできます。モデル実装のコードは、https：//github.com/GooLee0123/MBRNN_OODで入手できます。
偏光測定三極無線干渉計のシステム等価磁束密度
| Title |
System_Equivalent_Flux_Density_of_a_Polarimetric_Tripole_Radio_Interferometer |
| Authors |
A._T._Sutinjo,_M._Kovaleva,_and_Y._Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07147 |
システム等価磁束密度（SEFD）は、電波望遠鏡の重要な性能指数です。この論文は、偏光三極干渉計のSEFDの一般的な表現を導き出すことを目的としています。導出は、2つの基本的かつ合理的な仮定のみを行います。まず、検討中のノイズは平均がゼロであり、複雑なフェーザ領域で表現された場合、独立して同じように分布した（iid）実数成分と虚数成分を持ちます。実数成分と虚数成分がiidである限り、相関および非同一分布のノイズ源が許可されます。第2に、システムノイズは、ベースライン距離で分離された要素間で無相関です。SEFD式は、第一原理、つまりシステムノイズによるターゲット方向のノイズの多いフラックス推定値の標準偏差から導出されます。結果として得られるSEFD式は、各アンテナのシステム温度とジョーンズ行列要素の混合を含む単純な行列演算として表されます。トリポールに限定されるものではなく、多極アンテナに完全に拡張可能です。相互に直交するアンテナに限定されません。式の有用性と式の適用方法を説明するために、超長波長観測用の月周回軌道上の三極干渉計に基づく計算例について説明します。短い双極子を仮定した式と一般式に基づいて、SEFDの結果を比較しました。予想通り、SEFDは、双極子が短い双極子としてよく近似されている超長波長で収束します。一般的なSEFD式は、任意の形状の任意の多極アンテナシステムに適用できます。
ヨーロッパの仮想天文台学校
| Title |
European_Virtual_Observatory_Schools |
| Authors |
Fran_Jim\'enez-Esteban_(1),_Mark_Allen_(2),_Stefania_Amodeo_(2),_Miriam_Cort\'es-Contreras_(1),_Sebastien_Derriere_(2),_Hendrik_Heinl_(2),_Ada_Nebot_(2),_and_Enrique_Solano_(1)_((1)_Centro_de_Astrobiolog\'ia_(CSIC-INTA),_E-28692_Villanueva_de_la_Ca\~nada,_Madrid,_Spain,_(2)_Universit\'e_de_Strasbourg,_CNRS,_Observatoire_astronomique_de_Strasbourg,_UMR_7550,_F-67000_Strasbourg,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07370 |
EuropeanVirtualObservatory（VO）イニシアチブは、2008年から通常のVOスクールを組織しています。目標は2つあります。と;ii）VOツールとサービスおよび学校自体に関するフィードバックを収集する。学校では、VOの専門家が、割り当てられた時間のほとんどを費やした一連の事前定義された実際の科学の事例を通じて、ツールの使用法について参加者をガイドします。参加者はまた、VOチューターの指導の下で独自の科学事例を開発する機会があります。これらの学校は、その後の研究でVOツールを定期的に使用することを宣言しているため、学生にとって非常に有用であることが実証されています。また、ユーザーのニーズに関する直接の情報があるため、私たちにとっても役立ちます。ここでは、私たちのVOスクール、私たちが従うアプローチを紹介し、私たちが長年にわたって開発したトレーニング資料を紹介します。
K2変光星の自動拡張アパーチャ測光
| Title |
Automated_Extended_Aperture_Photometry_of_K2_variable_stars |
| Authors |
Attila_B\'odi,_P\'al_Szab\'o,_Emese_Plachy,_L\'aszl\'o_Moln\'ar,_R\'obert_Szab\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07496 |
ケプラー宇宙望遠鏡のK2ミッションでは、2輪モードの操作によって引き起こされる強力な体系性のために、適切な測光データを取得するのは困難です。これは、物理現象が機器の信号と同様のタイムスケールで発生する変光星に特に当てはまります。私たちは当初、拡張開口測光（EAP）と名付けた望遠鏡の動きを補正できるように測光開口を拡張することを目的とした方法を開発しました。ここでは、自動化されたバージョンのEAPメソッドであるautoEAPと呼ばれるオープンソースパイプラインの概要を示します。高振幅変光星から選択された例について、光度曲線の積を他の測光ソリューションと比較します。測光に加えて、位相分散の最小化に基づいており、周期的な変光星の長期的な機器信号を除去できる新しいトレンド除去法を開発しました。
拡張されたまばらな無線アレイで観測された非常に傾斜した広範囲のエアシャワーの波面
| Title |
Radio_wavefront_of_very_inclined_extensive_air-showers_observed_with_extended_and_sparse_radio_arrays |
| Authors |
Valentin_Decoene,_Olivier_Martineau-Huynh,_Matias_Tueros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07542 |
この記事では、宇宙線によって誘発される空気シャワーの電磁波面の形状のシミュレーションベースの研究を実行します。天頂角が60{\deg}より大きいシャワーの場合、波面の記述のような点光源で十分であり、この点光源の再構築された位置が、最大のシャワーの深さを使用して得られたものと同様の性能で、シャワーを開始する宇宙線。
EUSO-SPB2蛍光望遠鏡の期待される性能
| Title |
Expected_Performance_of_the_EUSO-SPB2_Fluorescence_Telescope |
| Authors |
G._Filippatos,_M._Battisti,_M._Bertaina,_F._Bisconti,_J._Esser,_C._Heaton,_G._Osteria,_F._Sarazin,_L._Wiencke_(for_the_Jem-EUSO_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07561 |
ExtremeUniverseSpaceObservatorySupperPressureBalloon2（EUSO-SPB2）は開発中であり、ProbeofExtremeMulti-MessengerAstrophysics（POEMMA）など、将来の衛星ベースのミッション用に計装のプロトタイプを作成する予定です。EUSO-SPB2は2つの望遠鏡で構成されます。1つ目は、将来の四肢下の超高エネルギー（E>10PeV）天体物理学的ニュートリノ観測、および四肢上宇宙線誘導信号のバックグラウンドソースを特定および推定するために開発されているチェレンコフ望遠鏡（CT）です。（E>1PeV）。2つ目は、超高エネルギー宇宙線（UHECR）の検出用に開発されている蛍光望遠鏡（FT）です。2023年に予定されている打ち上げに備えて、FTの機能を理解するために、予備的な実験室測定によって調整された広範なシミュレーションが実行されました。エネルギーしきい値は$10^{18.2}$eVと推定されており、UHECRスペクトルの形状を考慮すると、最大検出率は$10^{18.6}$eVになります。さらに、オンボードソフトウェアは、シミュレーションと以前のEUSOミッションでの経験に基づいて開発されました。これには、計算が制限された飛行ハードウェアで実行されるレベル1トリガーと、気球のテレメトリ予算に対応するためのディープラーニングベースの優先順位付けアルゴリズムが含まれます。これらの技術は、後で将来の宇宙ベースのミッションに使用することもできます。
異なる金属量環境における剥ぎ取られたエンベロープ星I.進化段階、分類および集団
| Title |
Stripped-Envelope_Stars_in_Different_Metallicity_Environments_I._Evolutionary_Phases,_Classification_and_Populations |
| Authors |
David_R._Aguilera-Dena,_Norbert_Langer,_John_Antoniadis,_Daniel_Pauli,_Luc_Dessart,_Alejandro_Vigna-G\'omez,_G\"otz_Gr\"afener,_and_Sung-Chul_Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06948 |
二元的な相互作用または風によって水素エンベロープが剥ぎ取られた巨大な星は、光学的に厚い風がある場合はウォルフ・ライエ星として、または透明な風の剥ぎ取られたエンベロープ星として観察できます。単一ヘリウム星の進化モデルを通じてそれらの進化を概算し、コアヘリウムの点火からコア崩壊までの金属量が0.01〜0.04の場合、初期質量範囲1.5〜70M$_{\odot}$で詳細なモデルグリッドを計算します。それらの生涯を通して、いくつかの恒星モデルはヘリウム燃焼の灰を暴露します。窒素に富むエンベロープを持つモデルはWN星の候補であり、炭素に富む表面を持つモデルはコアヘリウム燃焼中のWC星の候補であり、その後はWO星であると提案します。モデルの全寿命とその進化段階の期間の金属量依存性を測定します。ウォルフ・ライエ星のモデルを透明風の剥ぎ取られたエンベロープ星から区別するために、風の光学的厚さの分析的推定を提案し、WN、WC、およびWOタイプの星が存在できる光度範囲が金属量の強い関数であることを発見します。。私たちのグリッドで生成されたすべての炭素に富むモデルは、光学的に厚い風を持ち、観測された集団の光度分布と一致することがわかります。人口モデルを構築し、透明風の剥ぎ取られたエンベロープ星とウォルフ・ライエ星の数を予測し、さまざまな金属性でそれらの数の比率を導き出します。金属量が増加するにつれて、透明な風の剥ぎ取られたエンベロープの星の数が減少し、ウォルフ・ライエ星の数が増加することがわかります。高金属量では、WCおよびWOタイプの星がより一般的になります。人口モデルを近くの銀河に適用すると、人口は金属量に依存する質量損失率よりも、ウォルフ・ライエ星と透明風ヘリウム星の間の遷移光度に敏感であることがわかります。
日震学的遠方画像の長期変動とその原因
| Title |
Long-Term_Variation_of_Helioseismic_Far-Side_Images_and_What_Causes_It |
| Authors |
Junwei_Zhao,_Grace_Y._Jing,_Ruizhu_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06985 |
新しい時間距離遠方イメージング技術は、複数のマルチスキップ音波を利用することによって最近開発されました。この測定手順は、ソーラーダイナミクスオブザーバトリー/日震学および磁気イメージャーによる11年間のドップラー観測に適用され、12時間の時間的リズムで8000を超える太陽の向こう側の画像が取得されています。これらの画像の平均移動時間シフトは、当然のことながら太陽周期によって異なります。ただし、時間的変動は、それぞれの北半球または南半球の磁気活動との良好な相関関係を示していませんが、地球規模の磁気活動との非常に良好な反相関を示しています。この移動時間の変動の4つの考えられる原因を調査します。私たちの分析は、太陽の向こう側をマッピングするために使用される音波は、地球の周りで表面反射を経験し、そこで表面または表面近くの磁場と相互作用し、移動時間の不足をもたらす可能性があることを示しています。したがって、これらの音波からの平均遠方移動時間シフトは、太陽の磁気活動と同相で変化します。
象のトランクの後ろには何がありますか？ IC1396の周辺にある若い恒星状天体の特定
| Title |
What's_Behind_the_Elephant's_Trunk?_Identifying_Young_Stellar_Objects_on_the_Outskirts_of_IC1396 |
| Authors |
Steven_M._Silverberg,_Hans_Moritz_Guenther,_Jinyoung_Serena_Kim,_David_A._Principe,_Scott_J._Wolk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06987 |
経験的に、典型的な原始惑星系円盤の推定寿命は$<5-10$Myrです。ただし、観測されたさまざまな太陽系外惑星システムを生成するために必要なディスクの寿命は、このタイムスケールを超える可能性があります。この不一致は、星のディスクシステムの外部の放射場がディスクを光蒸発させる可能性があるクラスターのコアでのディスクの割合を推定することによるものであるという仮説もあります。これをテストするために、IC1396の星形成領域の西側の郊外で、\textit{XMM-Newton}を使用してフィールドを観察し、新しいクラスIIIYSOクラスターメンバーを特定しました。私たちのX線サンプルは$1.8\、M_{\odot}$までのYSOのために完成しています。このフィールドのディスクの割合を決定するために、近赤外線と中赤外線に対応するこれらのX線源のサブセットを使用します。観察したフィールドでディスクをホストするX線で検出されたクラスターメンバーの割合は$17_{-7}^{+10}\％$（1$\sigma$）であり、$29_{に匹敵します。-3}^{+4}\％$は、彗星の小球IC1396Aを中心とする隣接するフィールドで見つかりました。以前のカラーカットのみの識別と比較して、\textit{Gaia}視差を使用してIC1396AフィールドのYSO識別を再評価し、独立した距離測定を組み込むことで重要な追加の制約が提供されることを発見しました。クラスターコアに外部放射場を生成する少なくとも1つの大きな星が存在することを考えると、観測された各フィールドでディスクの割合に統計的に有意な差がないことは、ディスクの寿命がクラスターコアからの距離の関数として一貫していることを示唆しています。
予測された回転速度と半径からの星の自転周期分布の推測：後期F /初期Gケプラー星への適用
| Title |
Inferring_the_Rotation_Period_Distribution_of_Stars_from_their_Projected_Rotation_Velocities_and_Radii:_Application_to_late-F/early-G_Kepler_Stars |
| Authors |
Kento_Masuda,_Erik_A._Petigura,_Oliver_J._Hall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07162 |
恒星の自転周期$P_\mathrm{rot}$は広帯域測光から測定できますが、遅い回転子では測光変調の検出が難しくなり、$P_\mathrm{rot}$の長周期尾の測定にバイアスがかかる可能性があります。分布。あるいは、星の$P_\mathrm{rot}$分布は、測光的に静かな星に偏ることなく、投影された回転速度$v\sini$と半径$R$から推測できます。階層ベイズフレームワークを使用してこの推論問題を解決します。これは、（i）非ガウス不確実性を伴う$v\sini$および$R$の不均一分散測定に適用可能であり、（ii）真の単純なパラメトリック形式を必要としません。$P_\mathrm{rot}$分布。シミュレートされたデータセットでメソッドをテストし、$1\の精度で測定された$v\sini$と$R$の$\gtrsim100$セットから真の$P_\mathrm{rot}$分布を復元できることを示します。真の分布に急激な不連続性が含まれていない限り、それぞれ\mathrm{km/s}$と$4\％$。Keck/HIRESスペクトルから測定された$v\sini$を使用して、ケプラーフィールドの144個の後期F/初期G矮星のサンプルにこの方法を適用し、これらの星の典型的な回転周期が測光に類似していることを確認します。ケプラーの光度曲線から測定された周期：測光サンプルが若い、急速に回転する星に偏っているという証拠はありますが、測光サンプルで見落とされている低速回転子の大規模な集団は見つかりません。私たちの結果は、同様の年齢と有効温度を持つケプラー星の$P_\mathrm{rot}$の星震学的測定とも一致し、主系列星の寿命の中央を超えた$\approx1.1\、M_\odot$星が回転することを示しています標準的な磁気ブレーキの法則によって予測されるよりも速い。
J-PLUS：恒星パラメータ、C、N、Mg、Ca、および[{\ alpha} / Fe] DR1からの200万個の星の存在量
| Title |
J-PLUS:_Stellar_Parameters,_C,_N,_Mg,_Ca_and_[{\alpha}/Fe]_Abundances_for_Two_Million_Stars_from_DR1 |
| Authors |
Lin_Yang,_Haibo_Yuan,_Maosheng_Xiang,_Fuqing_Duan,_Yang_Huang,_Jifeng_Liu,_Timothy_C._Beers,_Carlos_Andr\'es_Galarza,_Simone_Daflon,_J.A._Fern\'andez-Ontiveros,_Javier_Cenarro,_David_Crist\'obal-Hornillos,_Carlos_Hern\'andez-Monteagudo,_Carlos_L\'opez-Sanjuan,_Antonio_Mar\'in-Franch,_Mariano_Moles,_Jes\'us_Varela,_H\'ector_V\'azquez_Rami\'o,_Jailson_Alcaniz,_Renato_Dupke,_Alessandro_Ederoclite,_Laerte_Sodr\'e_Jr.,_Raul_E._Angulo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07304 |
環境。JavalambrePhotometricLocalUniverseSurvey（J-PLUS）は、多数の銀河系の星のために特別に設計された12個のフィルターで正確な測光を取得しました。それらの正確な恒星の大気パラメータと個々の元素の存在量を導き出すことは、銀河の構造、そして私たちの銀河の集合の歴史と化学的進化の研究にとって非常に重要です。目的。私たちの目標は、恒星のパラメーター（有効温度、Teff、表面重力、logg、金属性、[Fe/H]）だけでなく、[{\alpha}/Fe]と4つの元素の存在量（[C/Fe]）も推定することです。]、[N/Fe]、[Mg/Fe]、[Ca/Fe]）、J-PLUSDR1のデータを使用。メソッド。J-PLUSDR1、GaiaDR2の再校正された測光データ、およびLAMOSTの分光ラベルを組み合わせることにより、コストに敏感なニューラルネットワークのセットであるCSNetを設計およびトレーニングして、恒星の色からラベルへの非線形マッピングを学習します。結果。ワイド全体で、それぞれ{\delta}Teff{\sim}55K、{\delta}logg{\sim}0.15dex、および{\delta}[Fe/H]{\sim}0.07dexの精度を達成しました。温度範囲、表面重力、および金属量。[{\alpha}/Fe]と4つの個々の元素の存在量推定値の不確実性は、0.04〜0.08dexの範囲にあります。パラメータと存在量の推定値をAPOGEEやGALAHなどの他の分光カタログの推定値と比較し、全体的に良好な一致を見つけました。結論。私たちの結果は、恒星のパラメータや個々の元素の存在量を決定するための、適切に設計された高品質の測光データの可能性を示しています。この方法をJ-PLUSDR1に適用すると、約200万個の星について前述のパラメータが得られ、天の川の化学力学的分析のための優れたデータセットが提供されます。推定されたパラメータのカタログは公開されています。
球状星団NGC6752におけるAGB星の汚染のトレーサーとしてのリチウムの存在量
この論文は、ターンオフから下部赤色巨星分枝に分布する、金属の少ない球状星団NGC6752の217個の星の化学的存在量分析を示しています。アルミニウムとリチウムの存在量は、キリンモードとUVESモードの両方で、FLAMESで収集されたスペクトルに適用されたスペクトル合成によって導き出されました。この作業は、複数の個体群現象に関連する存在量の変動とC-N、Na-O、Al-Mgの反相関の原因となる汚染物質の性質についての洞察を得ることを目的としています。未進化の星ではA（Li）=2.33$\pm$0.06dexでプラトーが見つかり、赤色巨星分枝の下部で平均Li含有量が$\sim$1.25dexまで連続的に減少しています。古典的な反相関シナリオで予想されたように、Alが低く、Liの存在量が多い星と、Alが高く、Liが少ない星が見つかりました。しかし、それに加えて、Li含有量の高いAlに富む第2世代の星の証拠も見つかりました。この発見は、Cameron-Fowlerメカニズムを介して中間質量（$\sim$4-8M$_{sun}$）AGB星で発生することが知られているLi生成の必要性を示唆しています。Alに富む星で観測されたLiの存在量が、Alに乏しい星で観察されたLiの存在量を決して超えないことは注目に値します。
近赤外スペクトルから決定された非常に金属の少ない星のシリコンとストロンチウムの存在量
| Title |
Silicon_and_Strontium_abundances_of_very_metal-poor_stars_determined_from_near-infrared_spectra |
| Authors |
Wako_Aoki,_Timothy_C._Beers,_Satoshi_Honda,_Hiroyuki_T._Ishikawa,_Tadafumi_Matsuno,_Vinicius_M._Placco,_Jinmi_Yoon,_Hiroki_Harakawa,_Teruyuki_Hirano,_Klaus_Hodapp,_Masato_Ishizuka,_Shane_Jacobson,_Takayuki_Kotani,_Tomoyuki_Kudo,_Takashi_Kurokawa,_Masayuki_Kuzuhara,_Jun_Nishikawa,_Masashi_Omiya,_Takuma_Serizawa,_Motohide_Tamura,_Akitoshi_Ueda_and_Sebastien_Vievard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07433 |
シリコンとストロンチウムは、非常に金属の少ない星の測定によって銀河の元素合成と化学進化を探求するための重要な要素です。しかし、そのような低金属量の星で測定可能な光学範囲内のこれらの元素の有用なスペクトル線はごくわずかです。ここでは、すばる望遠鏡赤外線ドップラー装置（IRD）で得られた近赤外線高分解能スペクトルから決定されたこれら2つの元素の存在量について報告します。Siの存在量は、6つの非常に金属の少ない星（-4.0<[Fe/H]<-1.5）の26のSi線に対して決定されます。これにより、存在量測定の信頼性が大幅に向上します。3つの炭素強化オブジェクトを含む6つの星はすべて、過剰なSi（[Si/Fe]〜+0.5）を示しています。[Fe/H]〜-1.5の2つの星は、比較的小さな過剰量を持っています。[Mg/Si]比は、炭素が過剰な1つの金属の少ない星を除いて、太陽の値と一致します。ストロンチウムの存在量は、初めて2つを含む4つの星の三重線から決定されます。近赤外および光学スペクトルから決定されたSr存在量の一貫性には、追加の観測からのさらなる調査が必要です。
太陽圏電流シートのフラックスロープとダイナミクス
| Title |
Flux_ropes_and_dynamics_of_the_heliospheric_current_sheet |
| Authors |
V._R\'eville,_N._Fargette,_A.P._Rouillard,_B._Lavraud,_M._Velli,_A._Strugarek,_S._Parenti,_A.S._Brun,_C._Shi,_A._Kouloumvakos,_N._Poirier,_R.F._Pinto,_P._Louarn,_A._Fedorov,_C.J._Owen,_V._G\'enot,_T.S._Horbury,_R._Laker,_H._O'Brien,_V._Angelini,_E._Fauchon-Jones_and_J.C._Kasper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07445 |
環境。ソーラーオービターとPSPは、2020年6月に初めて太陽風を共同で観測し、非常に異なる太陽風の流れ、穏やかな風とアルフエニック風、および多くの動的構造からデータを収集しました。目的。ここでの目的は、特に太陽圏電流シート（HCS）の近くで、2つのプローブによって観測された非常に動的な太陽風の起源と特性を理解することです。メソッド。2020年6月にその場でPSPとソーラーオービターによって得られたプラズマデータを分析します。Alfv\'en-waveturbulenceMHD太陽風モデルWindPredict-AWを使用し、ADAPT太陽マグネトグラムに基づいて2つの3Dシミュレーションを実行します。限目。結果。両方の宇宙船によって測定された動的領域がHCSの近くにフラックスロープで浸透していることを示します。これらのフラックスロープはシミュレーションにも存在し、ヘルメットストリーマの先端、つまり太陽圏電流シートの基部に形成されます。形成メカニズムは、R\'evilleetal。の写真と一致して、圧力駆動の不安定性とそれに続く高速引き裂き再結合プロセスを伴います。（2020a）。さらに、シミュレーションでは、準分離のネットワークに関連しているように見える、ヘルメットストリーマから生まれたフラックスロープの3D空間構造を特徴づけます。
単一の縮退したHeドナーSNeから放出された暴走He-sdO / B星の予測された集団の特性と応用
| Title |
Properties_and_applications_of_a_predicted_population_of_runaway_He-sdO/B_stars_ejected_from_single_degenerate_He-donor_SNe |
| Authors |
P._Neunteufel,_H._Preece,_M._Kruckow,_S._Geier,_A._S._Hamers,_S._Justham,_Ph._Podsiadlowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07469 |
この研究は以前の研究に基づいており、チャンドラセカールと非チャンドラセカールの両方の集団イベントを考慮に入れて、これまでのそのような仮説集団の特性の最も広範な予測を生み出しています。次に、これらの結果を使用して、この集団のメンバーシップの基準を定義し、推定される亜集団を特徴付けます。この研究には、運動星団のフレームワークSHyRTで計算された銀河面からの6x10^6の個々の放出軌道が含まれ、それらのバルク観測特性に関して分析されます。次に、これらは、以前に識別された唯一の母集団メンバーUS\、708とのコンテキストに置かれ、他のいくつかの可能な候補オブジェクトに適用されます。以前に観察された2つの追加のオブジェクトは、候補オブジェクトとしての指定を保証するプロパティを持っていることがわかります。予測された母集団に関するこれらのオブジェクトの特性評価では、少なくとも1つの位置天文観測量でそれらすべてが極端であることがわかります。現在の観測では、銀河SNレートが〜3x10^-7/年から〜2x10^-6/年のオーダーで、推定銀河SNIaレートより3桁低く、形成レートより2桁低いことがわかります。予測されるHeドナー前駆細胞の数。現在観察されている集団メンバーの数は、Heドナーシナリオが観察されたSNeIaの数の主要な要因ではないことを示唆しています。ただし、提案された低いイベントレートでも、検出可能な可能性のある母集団メンバーの大部分はまだ検出されていないことがわかります。現在の人口メンバーの極端な性質は、さらに多くのオブジェクトがこの時点まで単に検出を回避したことを示唆しており、現在の観測によってサポートされているよりも高い貢献を示唆しています。-要約-
分光学的調査におけるFGK星の[Fe / H]決定の評価
[Fe/H]の測定値を持つ星の数は、分光学的調査のおかげでかなり増加しています。ただし、スペクトル分析で使用される方法論、入力、および仮定が異なると、[Fe/H]の精度が異なり、場合によっては評価が必要な体系的な違いが生じます。特に調査を組み合わせた場合、その可能性を十分に活用するには、各調査の特性を理解することが不可欠です。この研究の目的は、最大の分光学的調査（APOGEE、GALAH、GaiaESO調査、RAVE、LAMOST、SEGUE）からの[Fe/H]の決定を、参照として使用された他のカタログと比較することです。残差のオフセットと分散、および他のパラメーターでのそれらの傾向が調べられます。一般的な星の調査からのものと比較される[Fe/H]の独立した決定を提供する参照サンプルを使用します。残差の分布は、2つのカタログ間のオフセットと、両方のカタログの精度を表す分散を測定する単純な統計によって評価されます。関連する場合、線形フィットが実行されます。高解像度、高信号対雑音比の分光法に基づく[Fe/H]を備えたFGKタイプの星の大規模なサンプルが、参照サンプルを提供するためにPASTELカタログから作成されました。また、各調査の[Fe/H]の内部一貫性を評価するために、開いた球状星団のFGKメンバーを使用します。さまざまな調査で観察されたクラスターの中央値[Fe/H]値の一致について説明します。すべての調査は低金属量を過大評価しており、一部の調査は高金属量も過小評価しています。それらは、解像度に関係なく、最も人口の多い中間金属量範囲で良好に機能します。ほとんどの場合、比較から推測される典型的な精度は、カタログに引用されている不確実性とよく一致しています。この一般的な動作のいくつかの例外について説明します。
非弾性暗黒物質の浮き沈み：地上の上方散乱からの電子の反跳
| Title |
The_ups_and_downs_of_inelastic_dark_matter:_Electron_recoils_from_terrestrial_upscattering |
| Authors |
Timon_Emken,_Jonas_Frerick,_Saniya_Heeba,_Felix_Kahlhoefer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06930 |
暗黒物質粒子と電子の間の相互作用への関心の高まりは、XENON1T実験での過剰な電子反跳イベントの観測によってさらに後押しされました。特に興味深いのは、基底状態が励起状態に上方散乱できるように、散乱プロセスが非弾性である暗黒物質モデルです。電子上のそのような励起状態のその後の発熱性の下方散乱は、直接検出実験で観察可能な信号につながる可能性があり、XENON1T過剰にうまく適合します。この研究では、このような励起状態のもっともらしい起源として、地球の上方散乱、つまり地球の原子核上の暗黒物質粒子の非弾性散乱を研究します。分析法とモンテカルロ法の両方を使用して、密度と速度分布の詳細な予測を取得します。これらの結果により、地球の自転に起因する励起状態のフラックスの時間依存性を調べることができます。XENON1Tの場合、結果として生じる電子反跳信号の毎日の変調は10％のレベルであり、暗黒物質の質量に強く依存していることがわかります。
赤色巨星分枝（RGB）星の縮退したヘリウムコアへの巨視的な暗黒物質（DM）の影響が、DM-バリオン弾性散乱を介してヘリウム融合に点火できることを示します。ヘリウム燃焼の開始は、水平分枝星への移行を示す光度の特徴的な低下と温度の上昇につながります。特にGCM15に焦点を当てて、そのような影響が球状星団（GC）のRGB光度関数を変更する可能性があることを示します。恒星シミュレーションコードMESAで構築されたM15星のモデルを使用して、帰無仮説と信号仮説の下で、予想されるDM点火イベント率と理論上のRGB光度関数を計算します。DMを質量$10^{17}\{\rmg}\lesssimm_{\chi}\lesssim10^{20}\\rm{g}$と幾何学的断面積$10^2\{\rmcm}で制約します。^2\lesssim\sigma_{\chin}\lesssim10^{7}\\rm{cm}^2$M15のDMが背景の天の川ハローから供給されていると仮定します。また、M15が今日生き残るDMサブハロで形成されると仮定して、より厳しい制約を課します。
歳差運動しないスピンを伴う偏心連星ブラックホールの効果的な一体型多極波形
| Title |
Effective-one-body_multipolar_waveforms_for_eccentric_binary_black_holes_with_non-precessing_spins |
| Authors |
Antoni_Ramos-Buades,_Alessandra_Buonanno,_Mohammed_Khalil,_Serguei_Ossokine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06952 |
有効な一体型の形式内で歳差運動しないスピンを持つ連星ブラックホールのインスパイラルマージャーリングダウン偏心重力波（GW）モデルを構築します。この波形モデルSEOBNRv4EHMは、重力波形モード、特に$（l、|m|）=（2,2）に、最近計算された最大2PN次の偏心補正を含めることにより、正確な準円形SEOBNRv4HMモデルを偏心バイナリに拡張します。（2,1）、（3,3）、（4,4）、（5,5）$多重極。波形モデルは、準円形の数値相対論（NR）シミュレーションに対して$\lesssim1\％$の不忠実さで、基礎となる準円形モデルに匹敵する精度でゼロ離心率限界を再現します。SimulatingeXtremeSpacetimesカタログの28の公開離心率シミュレーションと比較すると、初期軌道離心率は最大$e\simeq0.3$、無次元スピンの大きさは最大$+0.7$であり、モデルは不誠実さ$<1\％$を示しています。$（2、|2|）$モードと高次モードの両方が、離心率セクターのNRデータセットへのキャリブレーションなしで確実に記述されること。波形モデルSEOBNRv4EHMは、動的キャプチャの現象論を定性的に再現することができ、スピン歳差運動効果を含めるように拡張できます。これは、LIGO-Virgo-KAGRA検出器を使用した今後の観測実行に使用でき、既存のGWカタログを再分析して、$e\lesssim0.3$（20Hz以下）のバイナリの離心率パラメーターを推測し、スピンアップするために使用できます。$\lesssim0.9-0.95$に。後者は、バイナリのいくつかの天体物理学的形成シナリオが地上ベースの検出器の帯域幅の軽度の離心率を予測するパラメータ空間の有望な領域です。より大きな偏心とスピンに対する偏心波形モデルSEOBNRv4EHMの精度と堅牢性を評価するには、パラメーター空間のより広い領域での偏心NR波形との比較、およびおそらくはキャリブレーションが必要になります。
中性子星環境の密度に関して、せん断粘度や電気伝導度などの輸送係数を視覚化することを試みました。そのコアは、核飽和密度よりもはるかに高い密度を取得するため、ハドロン-クォーク相転移を期待する可能性があります。クォーク相のMITバッグモデルとハドロン相の2つの異なる有効ハドロンモデルの間にサンドイッチを作成することにより、2つの相の輸送係数を推定しました。輸送係数のスケッチ中に、位相空間部分と緩和時間部分の詳細な密度プロファイルについて説明しました。せん断粘度と密度の比を計算することにより、ハドロン-クォーク状態図の密度軸に沿ったほぼ完全な流体領域も調査しました。
キセノンをドープした液体アルゴンのシンチレーションと光学特性
| Title |
Scintillation_and_optical_properties_of_xenon-doped_liquid_argon |
| Authors |
C._Vogl,_M._Schwarz,_X._Stribl,_J._Grie{\ss}ing,_P._Krause,_S._Sch\"onert_(Chair_for_Astroparticle_Physics,_Department_of_Physics,_Technical_University_Munich,_Garching,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07427 |
液体アルゴン（LAr）は、素粒子物理学およびまれなイベントの検索における検出媒体として一般的な選択肢です。LArシンチレーション光検出の課題には、その短い発光波長、長いシンチレーション時間、および短い減衰長が含まれます。LArに少量のキセノンを添加すると、シンチレーションと光学特性が向上することが知られています。キセノンドープ液体アルゴン（XeDLAr）の特性評価キャンペーンを提示します。ターゲットキセノン濃度は、光電子収量$Y$、有効トリプレット寿命$\tau_3$、および有効減衰長$\の測定を含み、質量で0〜300ppmの範囲です。lambda_\mathrm{att}$。測定は、TU-ミュンヘンの浅い地下実験室（UGL）にある1t（XeD）LArテストスタンドである地下極低温アルゴン施設、SCARFで実施されました。これらの3つのシンチレーションと光学パラメータは、単一のセットアップであるLegendLiquidArgonMonitoringEquipment、LLAMAで同時に観察されました。液相および気相中の実際のキセノン濃度は、キセノンの調査のための不純物検出器、IDEFIX、質量分析計のセットアップを使用して決定され、ドーピングが成功したことが確認されました。最高のドーパント濃度では、$Y$が2倍になり、$\tau_3$が$\sim$90nsに10倍減少し、$\lambda_{att}$が6m以上に10倍に増加します。
LISAパスファインダーでの機器の過渡現象の検出と特性評価およびLISAへのそれらの投影
| Title |
Detection_and_characterization_of_instrumental_transients_in_LISA_Pathfinder_and_their_projection_to_LISA |
| Authors |
Quentin_Baghi,_Natalia_Korsakova,_Jacob_Slutsky,_Eleonora_Castelli,_Nikolaos_Karnesis,_Jean-Baptiste_Bayle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07490 |
LISAパスファインダー（LPF）のミッションは、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）など、将来の宇宙搭載重力波検出器の主要な技術的側面を実証することに成功しました。具体的には、LPFは、前例のない感度で、2つの自由落下する立方体のテスト質量の相対加速度の測定を実証しました。最も破壊的な非重力が特定され、一連のキャリブレーションプロセスによってその影響が軽減されていますが、原因がまだ説明されていないかすかな過渡信号が測定値に残っています。それらがLISAデータに現れる場合、これらの摂動（グリッチとも呼ばれる）は、重力波源の特性を歪めたり、重力波バーストと混同したりする可能性があります。初めて、LPFの一時的なイベントの包括的な国勢調査を提供します。私たちの分析は、現象論的シェイプレットモデルに基づいており、グリッチ集団の物理的特徴に関する簡単な統計を導き出すことができます。次に、後続のLISA研究に使用するように設計された合成グリッチのジェネレーターを実装し、将来のLISAデータ分析に対するグリッチの影響の予備評価を実行します。
シンチレータベースのミューオン望遠鏡イベントを再構築するための新しい用途の広い方法
| Title |
A_new_versatile_method_for_the_reconstruction_of_scintillator-based_muon_telescope_events |
| Authors |
Rapha\"el_Bajou,_Marina_Rosas-Carbajal,_Jacques_Marteau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07500 |
この論文は、ミューオン望遠鏡で記録されたデータを処理するための新しい方法を提示します。火山の熱水活動の影響を強く受けた溶岩ドーム領域のミューオン放射線撮影を行うために、フランスの小アンティル諸島のLaSoufri\`eredeGuadeloupe火山周辺にあるプラスチックシンチレータベースのホドスコープ用にこの処理方法を開発しました。。私たちの方法は、粒子軌道の再構築に依存しており、ランダムサンプルコンセンサスアルゴリズムを使用して、影響を受けたシンチレータバーに記録されたヒットのフィットを実行します。このアルゴリズムは、通常はノイズヒットが原因で、データ内の外れ値ポイントを識別するために特別に構築されています。したがって、ミューオントラックヒットでの信号/ノイズ分離を大幅に改善し、検出器での粒子の入射軌道のより高品質な推定値を取得することが期待されます。RANSACで再構築されたイベントの最初の分析は、平均密度マップの観点から有望な結果を提供します。このアルゴリズムのパフォーマンスを説明するために、4つの検出行列を備えた望遠鏡のGEANT4シミュレーションを使用して、角度分解能と再構成効率の推定値を提供します。さらに、LaSoufri\`eredeGuadeloupe火山でそのような望遠鏡で記録されたオープンスカイデータからの予備的な結果も示しています。
2フィールドインフレーションモデルにおける原始ブラックホールの生成
ある種の2フィールドインフレモデルにおける原始ブラックホールの生成に関する私たちの研究を要約します。重要な要素は、フィールド空間での背景軌道の急激な変化です。運動方程式の特定のクラスの解が、まさにこの種の動作を示すことを示します。それらの中には、インフレの超スローロール段階とスローロール段階の間の移行を説明する解決策があります。
タイプII重力波マクロ画像のマイクロレンズ
| Title |
Microlensing_of_type_II_gravitational-wave_macroimages |
| Authors |
Simon_M._C._Yeung,_Mark_H._Y._Cheung,_Joseph_A._J._Gais,_Otto_A._Hannuksela,_Tjonnie_G._F._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07635 |
重力レンズは、巨大な物体の重力ポテンシャルによる光と重力波の軌道の曲がりを表します。銀河による強いレンズ効果は、全体的な増幅、到着時間、画像の種類が異なる複数の画像を作成できます。さらに、重力波がその軌道に沿って星に遭遇すると、マイクロレンズが発生します。私たちの以前の研究では、強力なレンズのタイプI画像に対するマイクロレンズの影響を研究しました。研究をタイプIIの強レンズ画像に拡張して、ストーリーを完成させます。私たちの結果は、他のグループによる以前の研究とおおむね一致しています。拡大されるのとは対照的に、タイプIIの画像は通常縮小されます。さらに、タイプIIの画像は、タイプIの画像よりも大きな不一致を生成します。以前の研究と同様に、波動光学効果が恒星質量限界でのマイクロレンズ効果を大幅に抑制することがわかりました。また、マイクロレンズ法を検出するために強いレンズ法を使用する特に有望な方法に対する結果の影響についても説明します。将来的には、これらのマイクロレンズ波形を重力波レンズ検索に組み込むことが重要になります。
アクシオンのようなまたは擬スカラー場に派生的に結合したフェルミ粒子を研究し、フェルミ粒子が質量のない限界ではフェルミ粒子の軸方向ベクトル電流が保存されないことを示します。古典的なカイラル対称性のこの違反は、バックグラウンドアクシオン場によるものです。ミンコフスキー空間で発生する擬スカラー場のみによるこの異常なウォードアイデンティティへの寄与と、外部重力場との相互作用による影響を計算します。すべての場合において、これらの相互作用は、局所的な対抗項の追加によって除去できるアクシオン効果的な作用の項を誘発します。ファインマングラフを使用して摂動的に計算することと、経路積分測度の変換特性を調べることによって計算を実行します。熱核法を使用して、重力の影響とゲージ場を含め、異常を計算します。最後に、擬スカラー駆動のインフレーション中に派生的に結合したフェルミ粒子を考慮し、ド・ジッター時空における軸方向電流の発散を計算することによって、関係を検証します。
